Venera nepaliauja stebinti - vien dėl šio atradimo verta planuoti naujas misijas į šią nepelnytai užmirštą planetą

Dar sausį paskelbtame tyrime pateikti galimi įrodymai, jog Veneroje šiuo metu esama aktyvių ugnikalnių. Jei paaiškėtų, kad tai tikrai tiesa, vien tai būtų pakankama priežastis planuoti naujas misijas į šią nepelnytai užmirštą planetą.

Prieš pusšimtį metų galvojome, kad ugnikalniai Saulės sistemoje egzistuoja tik Žemėje. Netrukus po to atrasti ugnikalniai Jupiterio palydove Ijo, o dabar vis stiprėja įrodymai, kad jų gali būti ir kaimyninėse planetose Veneroje bei Marse. Šie atradimai gali apversti nusistovėjusį supratimą apie planetų gelmių evoliuciją ir jų savybių įvairovę.

Šiuo metu Žemėje yra apie 1500 aktyvių ugnikalnių – taip įvardijami visi, išsiveržę bent kartą per pastaruosius 10 tūkstančių metų. Ugnikalniai, galima sakyti, sujungia Žemės paviršių su gelmėse esančiomis išsilydžiusiomis uolienomis – magma. Tūkstančių kilometrų storio magmos sluoksnis vadinamas astenosfera. Virš jos yra litosfera – viršutinė Žemės mantijos dalis ir pluta. Litosferos storis siekia vos apie šimtą kilometrų, bet to užtenka, kad paviršiuje galėtų tarpti visokiausia gyvybė. Magmos tankesnis mažesnis nei sustingusių uolienų, todėl magma veržiasi aukštyn ir kaupiasi plutos ertmėse, iš kurių kartais išsiveržia. Laikui bėgant, Žemės gelmės vėsta ir litosfera storėja; tolimoje ateityje galbūt ji taps tokia stora, kad ugnikalnių mūsų planetoje nebeliks.

Kažkas panašaus nutiko kituose uoliniuose Saulės sistemos kūnuose. Tik susiformavę jie buvo karšti, paviršiuje tyvuliavo magmos okeanai. Laikui bėgant paviršius sustingo, susiformavo pluta. Mantija irgi vėso bei stingo. Mažesniuose kūnuose stingimas buvo spartesnis, tad ir kietoji litosfera šiandien storesnė. Pavyzdžiui, Marse ji turbūt yra 200-300 kilometrų storio (nors kitais vertinimais truputį plonesnė, 150-200 km), Mėnulyje – tūkstančio kilometrų. Be to, Žemėje esantis vanduo palengvina litosferos gabalų – tektoninių plokščių – judėjimą. Taip pluta lieka paslankesnė ir atsiranda daugiau vietų ugnikalniams. Puikus to pavyzdys – „Ugnies žiedas“ Ramiajame vandenyne, kur tektoninių plokščių sandūrose nuolat vyksta žemės drebėjimai ir veržiasi ugnikalniai. Merkurijus, Venera ir Marsas neturi skysto vandens ar tektoninių plokščių; juo labiau jų nėra ir mažesniuose kūnuose, pavyzdžiui Mėnulyje. Tad ir vulkanizmo ten tikėtis neverta.

O kaip tada paaiškinti Jupiterio palydovą Ijo? Vos truputį didesnis už mūsų Mėnulį, jis turi bent 400 ugnikalnių, iš kurių maždaug pusantro šimto yra aktyvūs tuo pačiu metu. Kodėl jame yra tiek daug magmos ir kaip ji prasiveržia pro plutą? Atsakymas slypi Ijo sąveikoje su Jupiteriu. Ijo orbita aplink Jupiterį nėra visiškai apskritiminė, todėl skirtingose orbitos vietose jį veikia skirtingo stiprumo potvyninės jėgos. Kuo arčiau palydovas priartėja prie Jupiterio, tuo labiau yra ištempiamas į pailgą formą. Toks nuolatinis tampymas ir gniuždymas kaitina Ijo 200 kartų stipriau, nei jo gelmėse esančių radioaktyvių elementų skilimas.

Potvyninio Ijo kaitinimo galia viršija net ir Žemės gelmių radioaktyvią šilumą, o už Mėnulio sukeliamų potvynių galią didesnė net 20 tūkstančių kartų. To visiškai užtenka, kad palydovo gelmės išliktų skystos, o perteklinė energija nuolatos veržtųsi per ugnikalnius. Beje, jei Ijo aplink Jupiterį suktųsi pats vienas, jo orbita jau seniai būtų tapusi apskritimine, tačiau gretimi masyvūs palydovai – Europa ir Ganimedas – reguliariai patampo Ijo taip, kad šio orbita išliktų truputį ištempta.

Apie Ijo ugnikalnių egzistavimą sužinojome tik 1979 metais, kai pro šalį skrendantis Voyager 1 zondas padarė palydovo nuotraukų. Per tą laiką vykdyti stebėjimai iš Žemės ir kosmoso, taip pat Galileo ir Juno zondų surinkti duomenys, atskleidė daug įdomybių. Pavyzdžiui, ne per seniausiai sužinojome, kad būtent iš ugnikalnių išsiveržiantys garai sudaro menką palydovą gaubiančią sieros junginių atmosferą; taip pat kad kai kurie ugnikalniai išsiveržia periodiškai kas 500 Žemės parų, greičiausiai dėl to, kad panašiu periodu kinta Ijo orbitos elipsiškumas. Šie atradimai leidžia spręsti, kad Ijo gelmės nėra visiškai išsilydžiusios; priešingai, pavienius ugnikalnius maitina atskiri magmos telkiniai. Tolesni stebėjimai padės geriau išsiaiškinti tų telkinių dydžius ir magmos cheminės sudėties skirtumus.

Grįžkime prie Marso ir Veneros. Dar prieš keletą metų astronomai buvo tvirtai įsitikinę, kad abi planetos atšalusios ir sustingusios tiek, jog jokių ugnikalnių ten seniai nebėra. Kiek yra „seniai“, vertinimai skyrėsi. Veneros paviršiuje palyginus nedaug kraterių – tai rodo, kad planetos paviršiaus amžius tesiekia 200-700 milijonų metų. Vadinasi, prieš tiek laiko ten tikrai buvo aktyvių ugnikalnių, kurie užliejo senus kraterius lava ir sunaikino anksčiau atsiradusius kraterius. Marso paviršius bendrai paėmus daug senesnis, milijardų metų amžiaus, tačiau kai kuriuose regionuose, ypač Tarsidėje, ugnikalniai veržėsi dar prieš 200-300 milijonų metų.

Nors šiandien ugnikalnių išsiveržimų nei Marse, nei Veneroje nematyti, galbūt taip yra tik dėl to, kad mes nemokame jų ieškoti? Veneroje taip tikrai gali būti: planetą dengia stora nepermatoma atmosfera, po kuria gali dėtis įvairūs įdomūs reiškiniai. Šiuo metu planetą tiria vos vienas orbitinis zondas – Japonijos Akatsuki. 2006-2014 metais ją tyrė Europos kosmoso agentūros Venus Express, bet neskaitant šių dviejų misijų, Venera tiesioginio dėmesio praktiškai nesulaukia. Taigi neatmestina tikimybė, kad ugnikalnio išsiveržimą galėjome tiesiog pražioptosi.

Dar 2010 metais, analizuojant Venus Express nuotraukas, pastebėta, kad uolienos aplink kelis ugnikalnius yra labai jaunos ir dar šiltos. Padaryta išvada, kad jos negali būti senesnės nei 2,5 milijono metų amžiaus, o greičiausiai yra jaunesnės nei 250 tūkstančių metų. Kalbant geologiniais mastais, tai – tik akimirksnis. Bet visgi norėtųsi tikslesnio apskaičiavimo, koks gali būti šių uolienų amžius. Laimei, jų paviršiuje matyti olivino mineralų. Taigi mokslininkai paėmė olivino ir laboratorijoje įdėjo jo mėginių į sąlygas, artimas Veneros atmosferai. Pasirodė, kad vos per keletą dienų oliviną padengia įvairios kitos medžiagos, ypač hematitas (viena iš geležies oksido atmainų). Matomas uolienų spektras irgi pakinta, ir vos po keleto dienų nebelieka olivino pėdsakų.

Taigi panašu, jog Venus Express matė ne pustrečio milijono ir net ne pustrečio šimto tūkstančių metų, o vos keleto dienų senumo šviežiai išsiliejusias uolienas. Atradimas paskelbtas pernai sausį. Reikia tikėtis, kad per artimiausius keletą metų bus paruošta naujų misijų į Venerą, kurios leis geriau suprasti planetos paviršiaus pokyčius.

Apie visiškai neseną, gal net tebevykstantį, vulkanizmą Marse taip pat turime porą įrodymų. 2018 paskelbti įrodymai, kad pietų ašigalį dengiančioje ledo kepurėje esama ežerų. Ežerai plyti giliai po ledu ir greičiausiai yra ypatingai druskingi, kitaip tikrai būtų užšalę. Visgi detalesni skaičiavimai parodė, kad net ir labiausiai užšalimui besipriešinančių kalcio perchloratų neužtektų, kad ežerai išliktų skysti reikšmingą laiko tarpą. Vienintelis būdas paaiškinti jų egzistavimą – karštis, ateinantis iš Marso plutos, <10 km gylyje esančio magmos rezervuaro. Jei tokių rezervuarų Marse tikrai yra, tai sudaro puikias sąlygas susiformuoti ugnikalniams.

Vos prieš porą mėnesių paskelbtame tyrime nagrinėjamos vulkaninės kilmės uolienos Eliziejaus lygumoje ties Marso pusiauju. Jauniausios uolienos, randamos Cerberio grioviuose (Cerberus Fossae), gali būti vos 53-210 tūkstančių metų amžiaus. Tokia išvada padaryta suskaičiavus ten randamus kraterius bei išmatavus vėjų sąnašas. Vieno marsietiško meteorito analizė atskleidė, kad prieš 600 milijonų metų Marso mantijoje dar vyko magmos srautų konvekcija ir kad magma buvo tokia karšta, kaip jaunos Žemės mantijoje. Per 600 milijonų metų tokia karšta magma neturėtų spėti visiškai atšalti ir sustingti, tad šio tyrimo autoriai irgi darė atsargią išvadą, jog reikšmingi magmos srautai Marse gali judėti dar ir dabar.

Jeigu gretimose planetose tikrai vyksta vulkaniniai išsiveržimai ir egzistuoja magmos rezervuarai netoli paviršiaus, tai gali būti puikios žinios gyvybės egzistavimui – dėl skirtingų priežasčių. Veneros paviršiuje gyvybės beveik neabejotinai nėra ir būti negali – tokiomis sąlygomis suyra netgi dauguma molekulių, tad tikėtis užsimezgančių sudėtingų struktūrų neverta. Tačiau ugnikalniai išmeta įvairiausių medžiagų į atmosferą ir taip gali pamaitinti ten gyvenančius mikroorganizmus. Labiausiai tikėtina vieta rasti gyvybę Veneroje yra maždaug 50-60 km virš planetos paviršiaus, debesų sluoksnyje, kur slėgis ir temperatūra panašūs į žemiškuosius. Ten taip pat randama įvairių sudėtingų molekulių – sieros rūgšties, karbonilo sulfido, galbūt ir fosfino. Kai kurios iš šių molekulių greičiausiai atkeliavo būtent iš ugnikalnių. Marse magmos rezervuarai gali sušildyti regionus negiliai po paviršiumi ir ten sudaryti sąlygas skystam vandeniui, energiją naudojančioms cheminėms reakcijoms ir t.t. – procesams, kurie reikalingi gyvybei atsirasti ir išlikti.

Net jeigu paaiškės, kad ugnikalnių šiuo metu kaimyninėse planetose nėra, vien žinia, kad jie egzistavo palyginus neseniai, padės geriau suprasti uolinių planetų evoliuciją. Kol manėme, kad vulkanizmas gretimose planetose baigėsi prieš milijardus metų, buvo sunku pasakyti, kokio storio yra jų litosferos, kaip greitai jos atvėso, kaip keitėsi jų paviršiai. Dabar, daug tiksliau datuojant ugnikalnių išsiveržimus ir atsiradus galimybei netgi sekti išsiveržimų dažnumo pokyčius, planetų tyrėjai galės daug geriau suprasti, kaip jos atvėso ir kiek šilumos jose buvo sukaupta pradžioje. Tai padės geriau suprasti ir planetų formavimosi skirtumus. O ir ateities misijos, nusileisiančios planetose – daugiau šansų, kad Marse, nors gal kada ir Veneroje – turės dar vieną įdomų arealą tyrimams: palyginus jaunas vulkaninės kilmės lygumas.