Külma vett on planeeditekke keskkondade gaasifaasis keskmiselt suurusjärgu võrra vähem kui võiks oodata

 (6)
Horisondi ajakirja lugu vesisest kosmosest!
Külma vett on planeeditekke keskkondade gaasifaasis keskmiselt suurusjärgu võrra vähem kui võiks oodata
Sondi Cassini pilt Saturni kaaslase Enceladuse geisritest, mis paiskavad Saturni ümbrusesse erinevaid gaasilisi ühendeid, muuhulgas vett ja tolmuosakesi.NASA / JPL / SSI

Seisame kosmilise ookeani kallastel — nii on kosmoselendude ajastul poeetiliselt kirjeldanud inimkonna olukorda Ameerika astronoom Carl Sagan. Sagani mõte on tõsi peaaegu sõna otseses mõttes. Universum on täis vett. Järgnevalt vaatame üle mõningad olulised avastused, suunaga universumi äärealadelt kodusesse Päikesesüsteemi. Alustame aga kolmest küsimusest: miks on vesi oluline, kuidas seda kosmilistelt kaugustelt vaadelda ja kuidas ta tekib?

Planeet Maa kontekstis on vesi kliimasüsteemi ja biosfääri oluline osa. Ookeanide tohutu soojusmahtuvus ja süsihappegaasi sidumise võime pehmendab temperatuuri kõikumisi ning polaarmütsikeste jää peegeldab osa planeeti kuumutavast päikesekiirgusest tagasi kosmosesse. Lisaks on vesi võrreldes süsihappegaasiga küll nõrk, aga see-eest väga ohtralt esinev kasvuhoonegaas. Arvatakse, et laamade üksteise alla sukeldumisel maakoorde sattuv vesi mängib olulist rolli maakeral jätkuva laamtektoonika „õlitamisel” ja seega planeedi kliima reguleerimises üle geoloogiliste ajavahemike. Elusorganismide jaoks on vesi üpris ainulaadne keskkond ja lahusti. Vee uuringud tähtedevahelise aine pilvedes aitavad muuhulgas parandada meie arusaama sellest, kuidas vesi läbi tähe- ja planeeditekke protsessi planeetide sisemusse ja pinnale jõuab.

Vee sünd

Vesi on kosmilistes mastaapides ka astronoomide tööriist. Veemolekuli erinevate energiaüleminekute kiirgust analüüsides on võimalik saada muudest mõõtmistest sõltumatut infot

keskkonna kohta, kus molekulid paiknevad. Eelkõige puudutab see gaasi temperatuuri ja tihedust, mida on kaugete galaktikate puhul raske määrata. Needsamad footonid, mida vesi endale omastel sagedustel kiirgab, toimivad samas ka majakana, mis paljastavad veemolekulide kohalolu isegi kosmilistel kaugustel.

Vee molekul (H2O) koosneb kahest vesiniku ja ühest hapniku aatomist. Kuna vesinikku on kosmoses kõikjal, võiks öelda, et kus esineb hapnikku, seal leidub ka vett. Tähtedevahelistes

gaasipilvedes ning noorte tähtede ümber olevates planeeditekkekeskkondades viib selle ühendi moodustumiseni kolm peamist keemiliste reaktsioonide jada. Gaasilises olekus on kõige efektiivsem ioon-molekulreaktsioonide ahel, mille käigus ioniseeritud hapniku aatom reageerib järjest molekulaarse vesinikuga kuni eksootilise molekulaariooni H3O+ tekkeni. Elektroniga kohtudes see laguneb ja annab ühe produktina H2O.

Soojades molekulaarse vesiniku pilvedes, alates kuuma sauna temperatuurist ehk ligikaudu 100 kraadi Celsiuse järgi, ületatakse mitu energiabarjääri ning neutraalsete osakeste vahelised reaktsioonid muutuvad kiireks. Sellises gaasis tekib vesi neutraalse hapniku järjestikustes reaktsioonides molekulaarse vesinikuga – kosmiline saun viskab endale ise leili. Kolmas oluline protsess on hapniku ja vesiniku aatomite reageerimine mikroskoopiliste kivikeste ehk kosmiliste

tolmuterade pinnal. See protsess mängib rolli peamiselt tihedates molekulaarse gaasi pilvedes. Need on keskkonnad, kus tekivad tähed ja planeedid.

Linnuteest kaugemal

Aastail 2009–2013 töötanud Euroopa kosmoseagentuuri kosmoseteleskoop Herschel vaatles nii Päikesesüsteemist kui süvakosmosest tulevat kaug-infrapuna kiirgust. Selles lainealas, sagedustel vahemikus 0,45 kuni 5,3 terahertsi (triljonit hertsi), leidub muuhulgas suur hulk vee kiirgusjooni.

Kõige kaugemad objektid, milles vohav vesi meile Herscheliga paljastus, on iidsed ja kauged, universumi esimese paarisaja miljoni aastaga tekkinud galaktikad, mille kiirgust näeme peamiselt tänu gravitatsiooniläätsede fenomenile. See nähtus põhineb tõsiasjal, et suure massiga objektid painutavad enda ümber olevat aegruumi sedavõrd palju, et valgus muudab neist möödudes mõõdetavalt oma levikusuunda. Teisisõnu on suure massiga objektid omamoodi läätsed, mis neist mööduvaid footoneid koondavad.

Loe veel

Üks kuulsamaid selliseid läätsi on galaktikaparv Abell 773, mis ise paikneb punanihkel z = 0,22 ehk näeme parve sellisena, nagu ta oli 2,7 miljardit aastat tagasi. Läätsena võimendab Abell 773 aga ühte palju kaugemal paiknevat galaktikat, mille üldse mitte suupärane nimi on HLSJ091828.6+514223 (edaspidi HLSJ). HLSJ-i avastasid Herscheli kosmoseobservatooriumit kasutades Eiichi Egami ja tema kaastöötajad aastal 2010. Seda tähekogumit näeme punanihkel z = 5,2, mis vastab ajalisele kaugusele 12,655 miljardit aastat. Niisiis kiirgasid vee molekulid HLSJ-i galaktika tuumas võimsalt juba ajal, kui universumi vanus oli kõigest 1,12 miljardit aastat.

Üks põhjalikumalt läbi uuritud veerikkaid süvataeva objekte on meist 581 miljoni valgusaasta kaugusel asuv aktiivne galaktika Markarian 231. Hispaania astronoomi Eduardo GonzálezAlfonso ja hollandlase Paul van der Werffi juhitud töörühmad mõõtsid Markarian 231-s kaheksa H2O kiirgusjoont ning leidsid tähtedevahelises keskkonnas ohtralt vett. Molekulide ergastatuse taseme uurimine võimaldas järeldada, et vee molekule ergastab peamiselt soojuskiirgus ning et vett tekitavate keemiliste protsesside taga võib olla galaktika kõrge röntgenkiirguse väli. Kõik see haakub suurepäraselt varasemate teadmistega, mille kohaselt on Markarian 231 keskmes väga aktiivne supermassiivne must auk ning laiemalt on galaktikas käimas tormiline täheteke. Mõlemad nähtused peaksid tootma hulgaliselt röntgenkiirgust ning kuumutama tähtedevahelist tolmu, mis omakorda kiirgab infrapunafootoneid. Viimased ergastavad seejärel vee molekule. Veerikkad on ka mitmed teised suurtel kaugustel asuvad galaktikad.

Linnutee galaktikas

Meie kodugalaktikas võimaldas Herscheli teleskoop kaardistada gaasilises olekus vett eelkõige tähetekkepiirkondades. Päikesesüsteemile lähim võimas tähetekkepiirkond on Orioni tähtkujus ligikaudu 1350 valgusaasta kaugusel. Piirkonnas, kus tekivad tuhanded tähed, esineb arvukalt jugavoole, mida mööda tähetekkest üle jäänud aine ja pöördimpulss noorte tähtede juurest tagasi tähtedevahelisse ruumi liiguvad. Jugavooludes esineb võimsaid lööklaineid ning muidu jäise

–200 °C lähedal asuv gaas võib kuumeneda tuhandete, isegi kümnete tuhandete kraadideni. See on piisav suure koguse vee moodustumiseks gaasifaasis, samuti soodustavad lööklained jäätunud vee vabanemist tolmuteradelt. Herscheli abil uuriti vee kiirgusjooni, kasutades aine liikumist, tihedust, temperatuuri ja noorte tähtede loodud kiirgusvälja nii Orionis kui ka teistes tähetekkepiirkondades. Ühe näitena toome välja noorelt tähelt L1157 lähtuva võimsa jugavoolu, kus vee kiirgusjoonte Doppleri nihkest (näitab, kui kiiresti täht meile läheneb või kaugeneb) põhjustatud laiuse põhjal võib jälgida molekulaarse gaasi liikumist kiirusel kuni 200 kilomeetrit sekundis.

Kui 2000. aastate algupoolel võimaldas NASA kosmoseteleskoop Spitzer vaadelda kuumade veemolekulide kiirgust noori tähti ümbritsevate planeeditekke- ehk protoplanetaarsete ketaste siseosades, siis Herscheli abiga määrati esmakordselt protoplanetaarse ketta n-ö külma vee sisaldus. See on oluline, kuna tähest kaugemal paiknev jahe gaas moodustab enamiku planeetide tekkeks saadaval olevast ainest. Samas teeb madal temperatuur molekulidelt lähtuva kiirguse väga nõrgaks, kuna vaid tilluke osa molekulidest satub kiirgamiseks vajalikule kõrgemale energiatasemele ehk ergastust kirjeldava Maxwelli jaotuse kõrge energia sabale.

Tänu Herscheli kosmoseteleskoobi erakordsele tundlikkusele avastas Hollandi astronoomi Michiel Hogerheijde juhitud rühm 2011. aastal külma gaasilise vee olemasolu meile kõige lähemal, 183 valgusaasta kaugusel asuvas protoplanetaarses kettas nimega TW Hydrae. Teised uurijad leidsid Herschelit kasutades suuri veekoguseid ka teiste noorte tähtede ümber olevates ketastes. Samas on professor Ted Bergini juhitud Michigani ülikooli astronoomide töö tulemusel selgunud, et ehkki vee kiirgus on tugev, on külma vett planeeditekke keskkondade gaasifaasis keskmiselt suurusjärgu võrra vähem kui võiks oodata. Sarnasele tulemusele – oodatust kaks suurusjärku vähem vett – jõudis TW Hydrae puhul ka siinkirjutaja juhitud töörühm.

Füüsikalised ja keemilised mudelid näitavad, et sellist „põuda” põhjustab tõenäoliselt planeeditekke keskkonna loomulik areng, mil protsessid nagu difusioon, turbulentne segunemine ning tolmuterade kasvamine kivikesteks ja planeetideks soodustavad veemolekulide lukustamist tahkesse faasi. Sisuliselt toimetatakse gaasiline vesi protoplanetaarse ketta külmematesse piirkondadesse, kus ta muutub jääna osaks tulevastest asteroididest, komeetidest ja planeetidest.

Vesi Päikesesüsteemis

Juba aastakümneid on teada, et vett võib lisaks Maale leida üle kogu Päikesesüsteemi. Planeet Maa teeb eriliseks just see, et mujal Päikesesüsteemis ei ole vesi reeglina vedelas olekus, vaid pigem tahke või gaasiline. Nii on Marsil polaarmütsikesed, mis koosnevad osaliselt jäätunud veest. Veemolekule leidub madalas kontsentratsioonis Kuu külmade pooluste lähedal asuvates kraatrites, mille igavest pimedust otsene päikesevalgus kunagi ei häiri. Planeetidevahelise automaatjaama Messenger andmete põhjal leidub vee molekule isegi kõige kuumema planeedi, Merkuuri poolustel asuvate kraatrite põhjas. Ameerika kosmoseagntuuri NASA juhitud ning praegugi tegutseva sondi Dawn andmete põhjal on järeldatud, et Marsi ja Jupiteri vahele jääva asteroidivöö suurim liige,

väikeplaneet Ceres peidab oma kivise ja orgaaniliste molekulidega kaetud pinna all suures koguses jäätunud vett. Suur osa komeetide kaunitest sabadest moodustub tänu kergesti aurustuvatele jääliikidele nagu tahke CO ja H2O. Gaasidena vabanedes tirivad need endaga kaasa ka komeedi ehitusse kuuluvaid kivikesi ja süsinikupõhiseid tahkeid osakesi.

Vedelat vett võib ohtralt leiduda mitme hiidplaneedi jäise kuu pinna all. Juba ammu tuntud näide on Jupiteri kaaslane Europa, mille jäise pinna väga nooruslikud vormid paljastasid juba 1979. aastal Voyageri möödalennu ajal selle taevakeha dünaamilise olemuse. Hiljuti, 2013. aastal avastati Hubble kosmoseteleskoopi kasutades, et Europa jääkihi all asuv hiidookean toidab võimsaid geisreid, mis paiskavad Jupiteri kaaslase ümbrusesse veemolekulide pilvi. See annab lootust, et

tulevikus on võimalik saata sonde geisrite koostist uurima. Nii saaksime võib-olla otseseid andmeid Europa ookeanist, ilma et oleks vaja muretseda, kuidas puurida läbi mitmekilomeetrisest jääst või vältida võimaliku orgaanilise või isegi bioloogilise keskkonna saastumist maiste mikroorganismidega.

Hiljuti oma pikaajalise missiooni lõpetanud NASA ja Euroopa kosmoseagentuuri „viimane suur uurija”, Saturni ja tema rõngaid ning kaaslasi uurinud sond Cassini viis avastuseni, et geisrid purskavad ka Saturni pisikese jäise kaaslase Enceladuse lõunapooluse lähedal. Siingi on geisrite koostise uurimine suure avastuspotentsiaaliga. Cassini toimetas Saturni hiidkuule Titanile ka maanduri nimega Huygens, mis 2005. aastal paljastas esmakordselt selle kuu paksude pilvede all asuva maastiku. Tuttavliku, kuid unenäolikult veidra Titani pinna moodustab kivimina jäätunud vesi, taevast sajab, meredes loksub ja jõgedes voolab aga metaan ja teised orgaanilised ühendid…

Tulevik

Hetkeseisuga ei tea me hapniku ja vee kogusisaldust hiidplaneet Jupiteris. Need on aga olulised parameetrid, mille abil täpsustada mudeleid Jupiteri tekkimisest. Sõltuvalt kaugusest, millel tekkiv planeet oma ematähest asub, võib ta omandada kas suuremas või väiksemas koguses kergesti lenduvaid ühendeid nagu vesi. Et planeetide kaugus ematähest võib ajapikku erinevatel põhjustel muutuda, on selline „keemiline sõrmejälg” oluline lisainfo planeedi tekkeloo uurimisel. Selles küsimuses ootame lähiajal vastust ameeriklaste sondilt Juno, mis teeb Jupiteri lähedal mikrolaine spektraalvaatlusi ning peaks andma üpris täpset infot oluliste molekulide, sh H2O koguhulgast.

Järgmise aastakümne jooksul ootame uusi teadmisi vee kosmilisest teekonnast NASA ja Euroopa ühiselt hiidkosmoseteleskoobilt James Webb (JWST). JWST abil saame uurida vee levikut nii teistes galaktikates kui ka suure hulga noorte tähtede ümber meie enda galaktikas. Eelkõige pakub siin huvi võimalus ruumiliselt eristada tekkivate planeedisüsteemide erinevaid osi. Nendest tulemustest saab lugeja teada aga juba Horisondi tulevastes numbrites. JWST start Euroopa kanderaketil Ariane V peaks toimuma 2019. aastal ning astronoomid juba ootavad suud vesistades.

Mihkel Kama (1984) on astrofüüsik Cambridge'i ülikoolis. Teda huvitab elu teke ja levik universumis. Põhiliselt on ta uurinud planeeditekke keskkondades planeetide keemilise koostise lähteid ja astrofüüsikalise tolmu mikrofüüsika.

Telli Horisondi ajakiri SIIT!

Osta Horisondi täismahus digiajakiri SIIT!

Jälgi Horisondi tegemisi Facebookis SIIT!

Jäta kommentaar
või kommenteeri anonüümselt
Postitades kommentaari nõustud reeglitega
Loe kommentaare Loe kommentaare