Är Mars en planet?

Vi har länge velat se dem som jämförbara, de fyra innersta planeterna i solsystemet: Merkurius, Venus, jorden och Mars. Genom att jämföra dem kunde vi lära oss mer om hur de fungerar. Det kallas jämförande planetologi. Men metoden har sina begränsningar, särskilt ifall jämförelserna haltar därför att planeterna är fundamentalt olika varandra. Och så tycks fallet vara med Mars och jorden.

Historien kan få börja i det ögonblick, då månen bildades. Dess uppkomst är ett viktigt riktmärke när man bestämmer tidsförloppet för planeternas tillväxt. Vi tror oss nämligen förstå hur denna gick till i stora drag.

Jordklotet stod nästan färdigt. Det var ungefär lika stort som i dag, och det hade redan utvecklat en inre kärna av järn och nickel, som omges av en tjock mantel av silikater – i princip blandningar av kiseldioxid och olika metalloxider.

Men det var ännu inte den färdiga jorden. För nu kom en jätteprojektil flygande genom rymden – en liten planet, kan den kallas, fast i verkligheten en byggsten till jorden i likhet med många andra som tidigare hade bidragit till bygget. Projektilen var ungefär lika stor som Mars med en massa på cirka 10 procent av jordens. Den träffade inte mitt i prick, utan slog ner närmare jordklotets rand i en liten vinkel mot den lokala horisonten. Resultatet blev att jorden rämnade. En stor del av manteln slets bort i form av en jättelik plym av smält och delvis förgasat material. Projektilen gick samma öde till mötes, fast den järnkärna som den troligen hade haft landade på jorden, sjönk ner mot mitten och förenades med jordens egen järnkärna. Det utkastade materialet blev kvar kring jorden som en roterande skiva, vars temperatur hastigt sjönk så att gasen kondenserade och vätskan stelnade till fasta korn, liknande dem i Saturnus ringar.

Skivan kring jorden var så massiv och tät att bygget av en måne var oundvikligt. Och det gick fantastiskt fort, ungefär som medeltidens europeiska katedralbyggen – på ett århundrade eller så! Denna bild av månens uppkomst har stått sig som den bästa vi har sedan 10–20 år, trots nya upptäckter rörande månens vattenhalt och sammansättning av olika grundämnen. Men hur fascinerande månens historia än kan verka, så är den inget annat än man kan vänta sig, enligt nutida forskning om planeternas tillväxt.

Vårt planetsystems allra första början utspelade sig i det roterande, tillplattade moln som omgav solen. Solen hade just bildats ur ett kollapsande sjok av interstellär materia. Molnet, som vi kallar solnebulosan, hade formen av en tjock, diffus skiva, och det bestod av gas med ett litet inslag av mikroskopiska fasta korn. Sådana skivor ser vi gott om i Vintergatan på platser där stjärnor bildas, och ofta ser vi även de halvfärdiga stjärnorna lysa fram ur sin omgivning av gas och stoft.

Jag tror att den kunskap vi i dag har skaffat oss om hur sådana skivor fungerar och utvecklas är ganska bra, men det finns förstås osäkerheter. En sådan gäller skivornas livslängd. Vi ser tydligt att de inte varar för evigt, men det är omöjligt att ge en exakt siffra på hur länge de existerar. Olika skivor kan ha olika livslängd, från en miljon år upp till tio miljoner år eller mer.

Miljön med virvlande och strömmande gas var perfekt för att de mikroskopiska kornen skulle fastna på varandra och bygga upp större kroppar. Innan solnebulosan försvann skulle de större kropparna samla ihop sig till jättestora klumpar – kanske upp till tusen kilometer i diameter. Samtidigt hände det sig längre bort från solen att ännu större planetembryon växte fram och drog till sig gas från solnebulosan. Så bildades jätteplaneterna, som Jupiter och Saturnus.

När gasen väl försvann inträffade en drastisk förändring för alla de hundratals eller tusentals planetembryona innanför jätteplaneten Jupiters bana, liksom för alla de andra mindre kroppar som också bör ha funnits där. Nu blev de för första gången på allvar utsatta för Jupiters enorma gravitation, och deras banor kring solen förändrades – de drogs ut och blev mer elliptiska så att de kom att korsa varandra. På så sätt inleddes det avgörande slutskedet, då mycket stora objekt krockade med hög fart, vilket till slut ledde till att Merkurius, Venus, jorden och Mars bildades.

Datorsimuleringar har visat att tiden det tog från den första jättekrocken till den sista var mellan 30 och 100 miljoner år. Men vi kan inte utan vidare lita på sådana simuleringar, för de visar bara konsekvenserna av den fysikaliska modell som forskarna har matat in i datorn, och modellen kan ju vara fel. Lyckligtvis finns det oberoende evidens. Den kommer från halterna av olika isotoper, varianter på samma grundämne, men med olika atomvikt.

Genom att mäta isotophalter kan vi bestämma åldern på olika planetmaterial. Det är en av de effektivaste metoderna för att utröna solsystemets historia. Den bygger på att en del isotoper är instabila och sönderfaller till andra isotoper i en bestämd takt, som kan mätas i laboratoriet. En radioaktiv moderisotop kan alltså med tiden övergå i en stabil dotterisotop, så att ett grundämne övergår i ett annat. Genom att mäta halterna av sådana par av isotoper i en sten kan man härleda stenens ålder. Men detta kan inte användas för att bestämma planeters åldrar, för alla stenar vi hittar är mycket yngre än den planet de kommer från.

Räddningen kommer från en mycket intressant omständighet. I vårt solsystems begynnelse fick solnebulosan en dusch av kortlivade, nybildade radioisotoper från närbelägna stjärnor, inklusive exploderande supernovor. Dessa radioisotoper sönderföll snabbt till dotterisotoper av ett annat grundämne. Om detta ämne är kemiskt olikt det som radioisotopen kom ifrån, så separeras de två ämnena när stenar bildas eller när planeten skiktas i kärna och mantel. Mäter man då vilket grundämne som dotterisotoperna tyr sig till, så kan man se hur långt efter duschen som planeten växte fram.

Den radioisotop som har använts mest är hafnium-182, vars halveringstid är nio miljoner år. Det betyder att efter nio miljoner år återstod bara hälften av hafnium-182, efter 18 miljoner år en fjärdedel, och efter 27 miljoner år en åttondel. Sönderfallsprodukten är wolfram-182. Både hafnium och wolfram är metaller, men deras kemiska egenskaper är olika.

När månen steg fram ur kaoset, mycket snabbt som sagt, var den i huvudsak en flytande glödande magmaocean, som innehöll små delar av både hafnium och wolfram. Med tiden kallnade och stelnade den, och då hade wolfram till största delen hamnat längst in i månens järnkärna, medan hafnium låg kvar i manteln uppe vid ytan.

I vissa av de äldsta månstenarna, som astronauterna tog hem från månen för över 40 år sedan, finns inslag av metall, också wolfram-182. Det kan tolkas som att månen stelnade innan hafnium-182 hade tagit slut, och i princip kan man använda mängden radioaktivt bildat wolfram till att bestämma månens ålder. Så nu vet vi att det tog minst 50 miljoner år från solsystemets födelse tills månen bildades och stelnade. Kanske till och med så mycket som 150 miljoner år.

Den jättesmäll ur vilken månen blev till måste ha varit den sista i raden av jättekrockar som byggde upp jorden, så nu vet vi även ungefär hur gammal jorden är. För Venus – jordens systerplanet med nästan samma storlek – har vi ännu inga data, men eftersom jordens ålder tycks bekräfta datorsimuleringarna av planetbygget, så tror vi att Venus är ungefär lika gammal som jorden. Men hur gammal är Mars?

För några år sedan kom två fransmän verksamma i USA – Nicolas Dauphas och Ali Pourmand – på ett smart sätt att bestämma åldern på Mars. De använde sig av de enda stenar från Mars som vi har tillgång till, nämligen Marsmeteoriter som hamnat på jorden. Andra hade gjort liknande studier tidigare fast med skiftande resultat. Så ingen kunde veta var sanningen låg.

Dauphas och Pourmand gjorde sitt genombrott genom att på ett listigt sätt bestämma förhållandet mellan mängden hafnium och wolfram i Mars mantel, trots att vi helt saknar material därifrån. Tillsammans med den uppmätta mängden wolfram-182 i Marsmeteoriterna kom de fram till att bygget av Mars bara tog cirka två miljoner år. Osäkerheten är betydande, men mer än 4–5 miljoner år kan det knappast ha tagit.

Om vi nu vet att jorden och Venus byggdes i jättekrockar av planetembryon, delvis så stora som Mars, så faller det sig naturligt att fråga: är Mars verkligen en planet? Eller är den snarare ett kvarblivet embryo till en planet?

Denna provokativa fråga ställde våra två franska forskare, och jag kan bara instämma. Det verkar som om de fyra jordliknande planeterna kan delas in i två grupper: de fullvuxna planeterna, jorden och Venus, och de kvarblivna embryona, Merkurius och Mars.

Men då uppstår viktiga följdfrågor. En gäller vattnet på Mars. Vi vet att detta forsade för fyra miljarder år sedan. Vi vet också att oceanerna på jorden bildades mycket längre tillbaka i tiden. Frågan är då: kan även Mars ha haft vatten så tidigt?

Alla planetembryon innanför asteroidbältet – och däribland Mars – tros ha bildats torra, eftersom det var för varmt i solnebulosan för att vattenånga skulle kondensera. Ändå bildades jorden våt – ungefär med sin nuvarande vattenhalt – genom att den plockade upp även andra planetembryon som hade bildats längre bort och innehöll mycket vatten.

Också den unga Mars kan ha bombarderats med projektiler av samma typ. Men det är oklart i vilken utsträckning det skedde, liksom om den unga, heta planetytan kunde ta åt sig det nedstörtande vattnet. Och om inte Mars kunde få så mycket vatten i sin ungdom, så kan vattnet även ha kommit senare, under det sena, stora bombardemanget som inträffade för fyra miljarder år sedan. Vi vet från studier av månkratrar, att månen bombarderades mycket intensivt på den tiden.

Vad låg bakom det stora bombardemanget? Det vore enkelt att säga att vi inte vet, men vi kan kanske faktiskt veta. Den så kallade Nicemodellen (se F&F 6/2011) hävdar att jätteplaneternas banor genomgick en explosiv utveckling för fyra miljarder år sedan, och då sändes en ofantlig hord av små isiga himlakroppar kors och tvärs genom hela solsystemet. Man skulle kunna tänka sig att Mars formligen dränktes av detta bombardemang, medan jorden bara fick ett mindre tillskott av vatten. Men det räcker inte med att bara gissa. Här sitter jag nu på mitt kontor och kämpar med detta problem. Jag och mina medarbetare försöker simulera det isiga bombardemanget och jämföra med vad vi vet om planeternas historia. Därför är vi väldigt spända på att få veta om det mesta av vattnet kom till Mars under det sena, stora bombardemanget eller tidigare.

Mars har utforskats rätt så ordentligt med rymdsonder sedan 10–20 år tillbaka, och vattnet har alltid stått högt på programmet. Alla vill ju veta om det finns liv på Mars, och flytande vatten är en förutsättning för liv i den form vi känner det. Därför har man letat intensivt efter spår av flytande vatten – ju färskare, desto intressantare. Men detta är till föga hjälp för forskningen om vattnets ursprung.

Vi vill hellre söka efter de äldsta spåren av vatten på Mars. Frågan är hur det ska gå till. Var ska vi leta bland alla de data som rymdsonderna har skickat? En god idé kan vara att noga studera bilder av marken på Mars och söka efter spåren av vattenhaltiga mineral, så kallade fyllosilikater. Även om det sena, stora bombardemanget kan ha varit ännu intensivare på Mars än på månen, så kan det inte uteslutas att det här och där kan skymta fram uråldrig terräng, som har förblivit oberörd av detta bombardemang. Om vi hittar dessa luckor till den äldsta forntiden och ser att det saknas fyllosilikater där, så kan det tolkas som att den riktigt unga Mars var torr och att vattnet kom som en plötslig dusch efter en halv miljard år.

Om nu detta inte skulle lyckas, så kan en annan väg till framgång finnas i den enorma sprickdalen Valles Marineris, vars djup sträcker sig 10 000 meter ner. Den bildades för miljarder år sedan och exponerar en geologisk lagerföljd liknande den som vi kan se till exempel i Grand Canyon på den nordamerikanska kontinenten. Det betyder att ju djupare vi tittar i dalgångarna, desto äldre mark ser vi, och kanske kan vi se ner till tiden före det sena, stora bombardemanget.