Iš kitos pusės, gyvybė Žemėje yra be galo skvarbi. Visuose natūraliuose vandens telkiniuose – nuo jūrų ir upių iki lietaus lašelių ir balučių giliose kasyklų šachtose – randama gyvybės. Vienintelė vieta, kur yra vandens, bet galbūt nėra gyvybės, gali būti Vostoko ežeras giliai po Antarktidos ledynais; bet net ir jo mėginiuose aptikta mikroorganizmų, nors tai gali būti tarša iš aukštesnių sluoksnių.
Toks glaudus ryšys tarp gyvybės ir vandens pasireiškia ir nežemiškos gyvybės paieškose. Šia veikla užsiimantys mokslininkai vadovaujasi priežodžiu „sekite vandenį“: koncentruojantis į vietas su tinkamomis sąlygomis skystam vandeniui egzistuoti, gyvybės paieškos greičiausiai bus efektyvesnės ir reikalaus mažiau resursų, nei ieškant plačiau.
O kaip su paieškomis Saulės sistemoje? Dar palyginus neseniai – prieš keliolika ar dvidešimt metų – artimiausia kosminė aplinka atrodė labai sausa. Uolinės planetos, išskyrus Žemę, buvo laikomos visiškai sausomis, tik Marsas galėjo pasigirti poliarinėmis ledo kepurėmis; tas pat galiojo ir Mėnuliui. Už Asteroidų žiedo, atrodė, prasidėjo ledo karalystė, kur vandens ledo galima rasti be galo daug, bet apie skystą vandenį niekas rimtai negalvojo.
Šiandien šis paveikslas pasikeitęs neatpažįstamai. Vandens ledo, pasirodo, pilna yra ir Mėnulyje, ir Marse, ir net Merkurijuje; didžiųjų planetų mėnuliuose plyti dešimčių kilometrų gylio vandenynai. Net meteorituose randama mikroskopinių vandens sankaupų. Vandens atradimai pakeitė ir gyvybės paieškų planus – nors Marsui vis dar skiriama daug dėmesio, akys vis labiau krypsta į Jupiterio bei Saturno palydovus, taip pat daugiau kalbama ir apie meteoritų svarbą gyvybės atsiradimui ar netgi plitimui tarp dangaus kūnų.
Pradėkime prisimindami – o gal ir susipažindami, – kas gi yra vanduo. Tai molekulė, sudaryta iš dviejų vandenilio atomų, prikibusių prie vieno deguonies. Iš čia ir vienas iš „moksliškų“ vandens pavadinimų, naudojamas pagąsdinti įvairiems neypatingai moksle pasikausčiusiems žmonėms – divandenilio monoksidas. Molekulės struktūra suteikia jai keletą įdomių savybių.
Pavyzdžiui, du vandeniliai ne visiškai „uždengia“ deguonies atomą, todėl jis gali susijungti su kitos vandens molekulės vandeniliu. Ryšys stiprėja krentant temperatūrai, kol galiausiai vandens molekulės suformuoja kristalinę struktūrą – ledą. Svarbi ledo savybė – atstumas tarp deguonies atomo ir gretimo molekulės vandenilio lede yra truputį didesnis, nei šaltame vandenyje, todėl ledo tankis mažesnis. Dėl šios priežasties upės ir ežerai užšąla nuo viršaus ir gyvybė juose gali išgyventi per žiemą.
Vanduo, kaip ir dauguma kitų junginių bei pavienių elementų, priklausomai nuo aplinkos slėgio ir temperatūros, gali būti vienos iš trijų agregatinių būsenų: kietos, skystos ir dujinės. Skysta būsena įmanoma tik esant pakankamam slėgiui – jei jis nukrenta iki 0,6% įprastinio atmosferos slėgio jūros lygyje, skystas vanduo egzistuoti nebegali. Tada ledas iškart virsta garais. Beje, įdomu, kad Marso paviršiuje atmosferos slėgis yra panašus į šią kritinę ribą, todėl iki šiol neaišku, ar planetos paviršiuje gali būti skysto vandens, ar pašildytas ledas ten tiesiai išgaruoja.
Tokios žemo slėgio sąlygos egzistavo Saulės sistemai formuojantis, protoplanetiniame dujų ir dulkių diske. Disko temperatūra netoli Saulės siekė šimtus kelvinų, bet ir to pakako, kad ledo gabalai išgaruotų. Maždaug trijų astronominių vienetų atstumu – šiuo metu ten yra Asteroidų žiedas – egzistuoja sniego, šerkšno arba ledo linija: riba, už kurios temperatūra pakankamai žema, kad vandens ledas išliktų.
Taigi kūnai – planetos, palydovai ir asteroidai – kurie formavosi arčiau Saulės, bent pradžioje buvo sudaryti beveik vien iš uolienų, o už sniego linijos augantys objektai prisitraukė ir daug vandens ledo. Planetų migracija šį pasiskirstymą paveikė nedaug: nors Jupiteris ir Saturnas greičiausiai buvo priartėję prie Saulės arčiau, nei sniego linija, jie bei jų palydovai tuo metu jau buvo išaugę pakankamai, kad šiek tiek pakilusi temperatūra neišgarintų ten buvusio ledo.
Akivaizdu, kad ši istorija toli gražu neišbaigta. Tam tereikia pasižvalgyti aplink save ir pamatyti vandenį Žemėje. Nors vanduo mažiau nei procentą Žemės masės (skystas vanduo apie 0,02%, dar apie 20 kartų daugiau vandens molekulių greičiausiai yra įvairiuose mineraluose plutoje ir mantijoje), tai vis tiek gerokai daugiau, nei galėjo būti Žemę formavusiose uolienose. Tad iš kur Žemėje tas vanduo? Į klausimą atsakyti padeda izotopų analizė.
Kiekvienas cheminis elementas turi keletą atmainų, vadinamų izotopais. Jos skiriasi neutronų skaičiumi branduolyje, taigi ir mase. Vandenilio izotopai yra protis (pagrindinis, „įprastinis“, vandenilis, kurio branduolį sudaro tik vienintelis protonas), deuteris (vienas protonas ir vienas neutronas) bei tritis (protonas ir du neutronai).
Vidutiniškai Žemės vandenynuose tarp 6420 vandenilio atomų (taigi 3210 vandens molekulių) rasime vieną deuterio atomą. Šis santykis yra dalis „tipinio vandens“, oficialiai vadinamo Vienos standartiniu vidutiniu vandenyno vandeniu, apibrėžimo. Jei į stiklinę pripilsime vandens ir išmatuosime jo izotopinę sudėtį, turėtume gauti kažką panašaus į šį santykį, gal besiskiriantį keliais procentais. Jei palauksime, kol dalis vandens išgaruos, ir vėl pamatuosime sudėtį, pastebėsime, kad deuterio koncentracija išaugo. Deuteris yra sunkesnis, todėl jo turinčios molekulės ne tokios judrios ir išgaruoja sunkiau.
Lygiai tas pats galioja ir atmosferai ar bet kokiam kitam vandens rezervuarui. Lietuje deuterio yra mažiau, nei vidutiniškai vandenynuose, nes lietus lyja iš debesų, kurie susidarė garuojant vandeniui. Marso atmosferoje esantys vandens garai turi apie penkis kartus daugiau deuterio, nei Žemės vandenynai – tai yra vienas iš įrodymų, kad Marse praeityje vandens būta daug daugiau, bet per milijardus metų didelė jo dalis išgaravo į kosmosą.
Žemės vanduo taip pat garavo, ypač jaunystėje – kai kurie tyrimai rodo, kad per pirmus kelis šimtus milijonų metų Žemė neteko maždaug tiek pat vandens, kiek dabar iš viso yra vandenynuose – bet toli gražu neprarado tiek vandens, kiek Marsas, todėl ir deuterio kiekis neturėtų labai skirtis nuo to, koks buvo prieš milijardus metų.
Jau ne vieną dešimtmetį įvairių antžeminių bei orbitinių teleskopų ir kosminių misijų padedami astronomai matuoja vandens izotopinę sudėtį kituose Saulės sistemos kūnuose. Nesvarbu, ar tai vandens garai, ar ledas, išmatuoti įmanoma ir gaunamas įdomus vaizdas. Neptūno ir Urano vanduo deuterio turi apie tris kartus mažiau, nei Žemės, Saturno ir Jupiterio – 4-5 kartus mažiau. Tokia tendencija aiškinama tuo, kad protoplanetiniame diske deuterio buvo dar mažiau, o masyvesnės už Žemę planetos prarado gerokai mažiau vandens. Iš kitos pusės, kometose deuterio gausa 2-3 kartus viršija žemiškąją, nors jos skrajoja Saulės sistemos pakraščiuose, kur vanduo tikrai negalėjo išgaruoti.
Arčiau Saulės esančių kometų, vadinamosios Jupiterio šeimos, ledas sudėtimi labai panašus į Žemės; taip pat į Žemės vandenį labai panašus ledas egzistuoja angliniuose chondritiniuose meteorituose, kurių sudėtis atitinka asteroidų sandarą. Būtent šis panašumas laikomas svariausiu įrodymu, kad vandenį į Žemę atnešė asteroidai.
Kada vanduo galėjo atkeliauti į Žemę? Egzistuoja kelios teorijos. Pagal vieną, turbūt seniausiąją, daug ledo turintys asteroidai į Žemę trankėsi praėjus maždaug pusei milijardo metų po Saulės sistemos susiformavimo. Visgi tai atrodo menkai tikėtinas paaiškinimas, nes naujausi Mėnulio formavimosi modeliai rodo, kad Žemės masė po Mėnulio atsiradimo negalėjo išaugti daug daugiau nei vienu procentu, tad jei vanduo atneštas vėliau, jį atnešę kūnai turėjo būti sudaryti beveik vien iš ledo.
Kitas galimas paaiškinimas – vandenį į Žemę atnešė ta pati Tėja, kurios smūgis sukūrė Mėnulį. Dar kiti modeliai rodo, kad vanduo Žemę galėjo pasiekti anksčiau, planetai vis dar augant. Gali būti, kad bent šiek tiek vandens Žemė prisirinko tiesiog iš dulkių, kurios formavo planetą. Kaip šios dulkės išlaikė vandenį arčiau Saulės, negu sniego linija, atsakymo kol kas neturime.
Nors klausimų apie vandens kilmę Žemėje kol kas daug, akivaizdu, kad jo čia yra. Kad ir koks procesas vandens atnešė į mūsų planetą, tikėtina, kad jo buvo atnešta ir į Merkurijų, Venerą, Mėnulį bei Marsą. Ir tikrai – visuose šiuose kūnuose atrasta vandens garų arba ledo (arba ir vieno, ir kito). Stereotipas apie visiškai sausą Mėnulį kilo daugiausiai dėl Apollo misijų pargabentų mėginių, kurie tikrai buvo labai sausi. Bet šie mėginiai daugiausiai buvo regolitas – dulkės, kurios nelabai gali išlaikyti vandenį, kai jas apšviečia Saulė.
Vėlesnė analizė atskleidė, kad ir tarp jų buvo šiek tiek vulkaninio stiklo granulių su vandens molekulėmis. Tyrimai šio amžiaus pradžioje galutinai patvirtino, kad vandens ledo yra kraterių dugne arti Mėnulio ašigalių bei įvairiose vietose po regolito sluoksniu. Prieš pusantrų metų panaši analizė parodė, jog daug vandens ledo yra ir po Marso paviršiumi.
Bet ledas ledu, mums įdomus skystas vanduo. Čia irgi Marsas pateikia įdomybių. Po pietų ašigalio ledo kepure ten galimai egzistuoja skysto vandens ežeras, gal net ne vienas. Tokių ežerų yra ir po Antarktidos ledu, taigi šį tą apie galimas jų savybes suprasti padeda ir tyrimai namuose. Visgi kažką konkretaus pasakyti apie tuos ežerus bus galima turbūt tik gana tolimoje ateityje, kai netoliese bus įrengta mokslinių tyrimų stotis ar bent jau nusiųsta įvairių autonominių prietaisų.
Kaip gali giliai po ledu egzistuoti skystas vanduo? Kodėl jis neužšąla ir nesustingsta? Priežastys yra dvi. Pirmoji – druskos: kuo vanduo druskingesnis, tuo žemesnėje temperatūroje jis stingsta. Formuojantis ledui, dalis druskų nepatenka į kristalus, tad likęs skystas vanduo tampa vis sūresnis. Susiformavęs ledas suteikia šiluminę izoliaciją, taip dar sulėtindamas tolesnį stingimą. Bet vien to nepakanka – nors ir labai lėtai, per ilgą laiką net ir labai druskingas nešildomas vanduo sustings. Taigi turi egzistuoti koks nors šilumos šaltinis. Gali būti, kad tai yra magmos rezervuaras kelių dešimčių kilometrų gylyje, šiek tiek šildantis visą pietinio Marso ašigalio regioną.
Keliaukime toliau nuo Saulės. Jupiterio palydovą Europą bei Saturno Enceladą dengia dešimčių kilometrų ledo sluoksniai, bet po jais esama vandenynų. Šie kūnai niekada nebuvo taip arti Saulės, kad jų temperatūra pasiektų reikalingą ledui ištirpti. Tad iš kur tie vandenynai? Atsakymai čia irgi du: radioaktyvumas ir potvyniai.
Saulės sistemos jaunystėje protoplanetiniame diske buvo įvairių radioaktyvių elementų. Dalis jų pateko ir į planetas bei palydovus, kur po truputį skyla ir skleidžia šilumą iki šių dienų. Žemės gelmės šildo paviršių 47 teravatų galia, kurios 90% sudaro būtent radioaktyvioji šiluma. 47 teravatai yra menkniekis, palyginus su 173 tūkstančiais teravatų, gaunamų iš Saulės, bet tolstant nuo žvaigždės, santykis keičiasi. Pavyzdžiui, modeliai rodo, kad Europos gelmių šiluma yra panašiai intensyvi, kaip ir Žemės – apie 0,1 vato kvadratiniam metrui. O palydovą pasiekianti Saulės spinduliuotė yra apie 25 kartus mažesnė, nei Žemės. Giliai po ledu Saulės šviesa apskritai neprasiskverbia
Bet gelmių šiluma nėra pagrindinis Europos ir Encelado vandenynų energijos šaltinis. Daug daugiau energijos jie gauna iš potvyninės sąveikos su Jupiteriu. Panašiai, kaip Mėnulio gravitacija sukelia potvynius Žemėje, taip Jupiterio gravitacija tampo ir gniuždo jo palydovus. Palydovų tarpusavio traukia prisideda ir dar sustiprina efektą, nes atstumai tarp palydovų kinta daug labiau, nei jų nuotolis nuo planetos. Nuolatinis maigymas kaitina palydovą ir išlaiko vandenyną skystą. Skaičiuojama, kad potvyninės sąveikos vandenynams suteikia apie šimtą kartų daugiau energijos, nei gelmių šiluma.
Iš principo potvyniai gali išlydyti ledą ir kituose palydovuose. Jupiterio palydovas Kalista greičiausiai irgi turi vandenyną, magnetinio lauko netolygumai leidžia spręsti, kad vandenynas yra ir Ganimede. Saturno sistemoje vandenynų gali būti Titane ir Dionėje. Urano palydovas Arielė, Neptūno Tritonas ir netgi tolimasis Plutonas gali turėti popaviršinių vandenynų. Visais atvejais juos taip pat šildo potvyninės sąveikos – su motininėmis planetomis, o Plutono – su palydovu Charonu.
Visi šie atradimai gerokai praplėtė gyvybės paieškų arealą. Nors Marsas vis dar tyrinėjamas plačiausiai, taip yra dėl įpratimo ir dėl santykinai lengvo skrydžio. Visgi 6-9 mėnesių kelionė daug trumpesnė, nei septynerių metų, kuriuos Cassini keliavo iki Saturno. O ir galimi gyvybės pėdsakai Marse turėtų egzistuoti paviršiuje arba negiliai po juo, o ne dešimčių kilometrų gylyje. Bet tikėtiniausia vieta gyvybei egzistuoti už Žemės ribų šiais laikais laikomi būtent Europa ir Enceladas, o ne kaimyninės uolinės planetos.
Vanduo ir vandens ledas svarbūs ne tik dėl gyvybės paieškų, bet ir dėl galimo kosmoso kolonizavimo perspektyvų. Astronautams vandens reikės ne tik tam, kad galėtų atsigerti ar pasigaminti maistą. Vanduo reikalingas ir įvairiems kitiems svarbiems cheminiams procesams. Suskaidžius jį į deguonį ir vandenilį, galima užpildyti deguonies kanistrus, o sujungus abi dujas išgauti sprogų mišinį, kuris tinka kaip raketinis kuras. Bet vanduo – labai sunkus, todėl gabentis reikalingą jo kiekį su savimi būtų labai sudėtinga, gal net neįmanoma. O jei jo, ar bent jau ledo, yra ten, į kur skrendama, problemos gerokai sumažėja.
Be vandens gyventi negalime Žemėje, negalėsime ir kosmose. Belieka pasidžiaugti, kad ten jo jau yra. Dabar tereikia nuskristi patiems ir kuo daugiau apie jį išsiaiškinti
