Planetų atmosferos: kodėl jos tokios skirtingos, egzotiškos ir kodėl artimiausi metai bus įdomiausi?

Visgi atmosfera yra daug labiau išskirtinis reiškinys, nei kiti trys. Uolinių planetų žinome tūkstančius, žvaigždžių vien Paukščių Take – šimtus milijardų. Net ir vandens kitose planetose ar palydovuose vis atrandame. Bet atmosfera, bent jau tokia, kaip Žemėje, kol kas yra unikali tarp visų mums žinomų. Ar taip bus ir ateityje? Greičiausiai ne, bet kada rasime planetą su panašia atmosfera, kol kas atsakyti neįmanoma.

Vienos planetos turi atmosferas, kitos ne. Atmosferos būna labai skirtingos – tiek tankiu, tiek chemine sudėtimi, tiek kitomis savybėmis. Jos išduoda žinių ir apie planetos sandarą, ir net apie joje galimai egzistuojančią gyvybę.

Žemės atmosfera susideda iš 78% azoto molekulių, beveik 21% deguonies molekulių, beveik 1% argono ir maždaug 0,05% kitų sudedamųjų dalių. Iš pastarųjų svarbiausia, ir bent pastaruosius pusantro šimto metų nuolat gausėjanti, dalis yra anglies dvideginis – XIX a. viduryje jo buvo 350 dalių milijone, dabar – 420.

Atrodytų, ką gali pakeisti toks mažytis anglies dvideginio skirtumas? Bet jis turi labai reikšmingą poveikį: šios molekulės sugeria dalį infraraudonųjų spindulių, kuriuos spinduliuoja Žemė. Azotas, deguonis ir argonas tų spindulių nesugeria, tad jei anglies dvideginio Žemės atmosferoje nebūtų, atmosfera praktiškai netrukdytų Žemės spinduliuotei pabėgti į kosmosą. O štai anglies dvideginis – trukdo, ir taip neleidžia Žemei atvėsti. Tą vadiname šiltnamio efektu. Jei ne anglies dvideginis, vidutinė Žemės paviršiaus temperatūra būtų apie 33 laipsniais žemesnė, nei dabar – mūsų planeta nelabai tiktų gyvybei, kaip ją suprantame.

Iš kitos pusės, didėjanti anglies dvideginio koncentracija kelia vidutinę planetos temperatūrą, o iš to kyla daugybė pavojingų atmosferinių reiškinių – nuo dažnesnių ir baisesnių tornadų ir gaisrų iki ilgesnių vienodo oro periodų konkrečiame regione. Tad kintantis klimatas atsakingas ir už ilgesnes karščio bangas vasarą, ir ilgesnius nesibaigiančius šalčius žiemą.

Ekstremalų pavyzdį, kas nutinka esant išskirtinai stipriam šiltnamio efektui, turime visiškoje kosminėje kaimynystėje. Venera yra panašaus dydžio į Žemę, o iš Saulės gauna 1,9 karto daugiau energijos, nei mūsų planeta. Jei jos atmosferoje visiškai nebūtų šiltnamio efektą sukeliančių dujų, vidutinė Veneros paviršiaus temperatūra siektų 26 Celsijaus laipsnius – apie 10 laipsnių daugiau, nei šiuo metu Žemėje. Karšta, bet tikrai gyvenama. Realybėje Veneros paviršiuje tvyro daugiau nei 400 laipsnių karštis. Taip pat jos atmosfera, sudaryta beveik vien iš anglies dvideginio, yra daug tankesnė už mūsiškę.

Kodėl šių dviejų planetų atmosferos taip skiriasi? Priežasčių gali būti kelios, bet jos visos susijusios su vandeniu ir vulkanizmu. Netrukus po susiformavimo ir Venerą, ir Žemę bombardavo asteroidai ir kometos, atnešę vandens. Abiejose planetose plytėjo vandenynai, prasidėjo tektoninių plokščių judėjimas. Bet tada jų likimai išsiskyrė. Žemėje vanduo bei dėl judančių plokščių nuolat iškylančios naujos uolienos sugėrė didelę dalį anglies dvideginio iš atmosferos, tad paviršiaus temperatūra sumažėjo. Vėliau išsivysčiusi gyvybė irgi keitė atmosferą, praturtino ją deguonimi.

Tuo tarpu Veneroje nugalėjo priešingas efektas: įkaitusi atmosfera paskatino vandenynų garavimą, vandens garai prisidėjo prie šiltnamio efekto, vandenynų vis mažėjo, planeta vis kaito. Sumažėjus vandens, sulėtėjo, o vėliau ir visai sustojo plokščių judėjimas. Gelmėse sukauptas karštis, neturėdamas kaip išsiveržti per plokščių tarpus, pasireiškė gausėjančiu vulkanizmu, kuris į aplinką išmetė dar daugiau anglies dvideginio ir kitų junginių. Ir viskas iš esmės dėl to, kad Venera arčiau Saulės, tad nuo pat pradžių joje temperatūra buvo aukštesnė; taip pat galbūt dėl to, kad Venera jaunystėje prikaupė truputį mažiau vandens, nei mūsų planeta. Beje, tolimoje ateityje panašus likimas laukia ir Žemės, mat Saulė vis karštėja, taigi kada nors ir mūsų vandenynai išgaruos. Tiesa, tai nutiks po milijardų metų.

Veneros ir Žemės atmosferos planetų jaunystėje buvo gana panašios, nes panašios ir pačios planetos – abi yra uolinės, jų masės skiriasi mažiau nei 20%. Kitų planetų, kurių masė gerokai kitokia, labai skirtingos ir atmosferos. Dešimt kartų mažesnės masės Marso atmosfera daugybę kartų retesnė, nei Žemės; didžiąją jos dalį sudaro anglies dvideginis, kaip ir Veneroje. Tačiau ne dėl to, kad ugnikalniai jo būtų daug pripumpavę, o dėl to, kad anglies dvideginis yra sunkesnis už vandens garus, azoto ar deguonies molekules, tad lengviau išsilaiko silpname gravitaciniame lauke.

Tuo tarpu Jupiterio ir Saturno atmosferos sudaro pagrindinę šių planetų masės dalį. Jos susideda daugiausiai iš vandenilio ir helio – dujų, kurių apskritai Visatoje yra daugiausia. Žemės atmosferoje jų nėra, nes iš mūsų planetos jos palyginus lengvai pabėga į kosmosą, o dujinės milžinės išlaiko jas prie savęs.

Apskritai Jupiteris ir Saturnas, bei iš dalies Uranas ir Neptūnas, yra pavyzdžiai, kas nutinka, kai planeta gali prisitraukti ir išlaikyti atmosferą dar formavimosi metu. Šios planetos, augdamos protoplanetiniame dulkių ir dujų diske, supusiame jauną Saulę, prisirinko tiek uolienų, kad jų masė pasiekė keliolika Žemės masių. Tada augančios planetos gravitacija tampa užtektina, kad ji išlaikytų aplink save vandenilio ir helio dujų apvalkalą, ir per kelis milijonus metų šis apvalkalas gali užaugti iki šimtų Žemės masių. Sunkūs elementai, molekulės, dulkės ir uolienos nusėda į planetos gelmes, o aukštesniuose sluoksniuose lieka daugiausiai vandenilis ir helis, su kitų lengvų molekulių priemaišomis – būtent tą matome dujinių ir ledinių milžinių atmosferose.

Dar viena planetos savybė, nulemianti atmosferos evoliuciją, yra magnetosfera. Tai yra magnetinio lauko „gaubtas“, dengiantis planetą ir neleidžiantis prie jos paviršiaus priartėti Saulės vėjui. Saulės vėjas – energingų elektringų dalelių srautas, plūstantis nuo žvaigždės šimtų kilometrų per sekundę greičiu – gali lengvai nunešti pakeliui sutiktas dujas, taip pat ir planetų atmosferas. Magnetosfera sukuria nepraeinamą barjerą, po kuriuo atmosfera yra saugi ir gali išlikti milijardus metų. Priklausomai nuo planetos dydžio bei vidaus savybių, magnetosfera gali būti savoji arba indukuota. Savąją magnetosferą turi Merkurijus, Žemė, Jupiteris, Saturnas, Uranas, Neptūnas ir netgi Jupiterio palydovas Ganimedas. Žemės magnetosfera atsiranda dėl gelmėse judančių skystos geležies srautų, didžiųjų planetų – dėl vandenilio judėjimo giliuose atmosferose sluoksniuose. Merkurijaus magnetinio lauko prigimtis greičiausiai panaši į Žemės, nes ši planeta, nors ir mažesnė už mūsiškę, turi santykinai didelį metalinį branduolį.

Iš kitos pusės, Venera ir Marsas magnetinio lauko neturi, bet jų atmosferos gerokai skiriasi viena nuo kitos. Kodėl? Čia grįžtame prie masės ir vulkanizmo. Venera apie aštuonis kartus masyvesnė už Marsą, be to joje dar visai neseniai vyko dažni ugnikalnių išsiveržimai; gali būti, kad jie vyksta net ir dabar. Taigi Veneros atmosferai sunkiau pakyla aukštyn nuo planetos, be to, ji pasipildo iš ugnikalnių. Taip pat šiokį tokį vaidmenį atlieka ir indukuota magnetosfera, susidaranti Veneroje dėl to paties Saulės vėjo – tiksliau, kartu su vėju judančio magnetinio lauko – poveikio. Ji sukuria barjerą kelių šimtų kilometrų aukštyje, pro kurį Saulės vėjui prasiskverbti sunku, tad atmosfera irgi yra dalinai apsaugota, nors ir ne taip gerai, kaip Žemėje.

Atmosferų, žinoma, esama ne tik Saulės sistemoje. 2001 metais pirmą kartą užfiksuotas egzoplanetos atmosferos signalas – žvaigždės HD 209458 palydovėje rasta natrio. 2007 metais pirmą kartą aptikti vandens garai. Šiuo metu aptiktos maždaug šimto planetų atmosferos už Saulės sistemos ribų. Artimiausioje ateityje šis skaičius turėtų išaugti dešimtis kartų, nes planuojami ir paleidžiami nauji instrumentai, skirti būtent šiam tikslui.

Yra trys pagrindiniai būdai, kaip užfiksuoti egzoplanetos atmosferos signalą. Galima nustatyti, kiek šviečia pati planeta, arba išmatuoti, kiek žvaigždės šviesos ji užstoja, judėdama tarp mūsų ir žvaigždės disko. Planetos šviesą išmatuoti galima arba kartu su žvaigžde, arba atskirai nuo jos.

Derlingiausias iš šių metodų yra tranzitų spektroskopija, daugiausiai dėl to, kad didžioji dalis šiuo metu žinomų egzoplanetų atrastos būtent per tranzitus. Tranzitas įvyksta tada, kai planeta praskrieja tarp mūsų ir savo žvaigždės, taip užstodama dalį žvaigždės disko. Išmatavę žvaigždės spektro pokytį tranzito metu, rasime, kad ties vienais bangos ilgiais spinduliuotė sumažėja daugiau, ties kitais – mažiau. Atrodo, tarsi tam tikrose spektro dalyse planeta būtų didesnė, nei kitose. Taip nutinka, nes planetos atmosfera sugeria specifinių energijų fotonus, taigi ties jų bangos ilgiais yra mažiau permatoma, nei kitose spektro dalyse. Žinodami, kokie junginiai ar elementai sugeria kokią spinduliuotę, galime nustatyti ir atmosferos cheminę sudėtį bei temperatūrą.

Jei žvaigždės ir planetos sistemą stebime per visus planetos metus, galime matyti ir spektro pokyčius dėl į mus atsuktų skirtingų planetos pusių. Tranzito metu į mus nukreipta naktinė planetos pusė, prieš pat antrinį tranzitą – kai planeta pasislepia už žvaigždės – matome dieninę jos pusę. Išmatavę spektro skirtumus galime nustatyti dienos bei nakties temperatūrų, o gal net ir atmosferos savybių skirtumus. Pirmą kartą tai padaryta 2006 metais, o 2016-aisiais išmatuoti uolinės planetos dienos ir nakties skirtumai.

Atskirti planetos ir žvaigždės spinduliuotę, stebint jas abi, gali būti sudėtinga. Tranzitai padeda tą daryti, nes jų metu galime tiksliau nustatyti planetos spektrą, tačiau tranzituoja toli gražu ne kiekviena planeta. Kitas būdas įvertinti, kokia spektro dalis kyla iš planetos, yra matuoti spektro pokyčius planetai artėjant prie mūsų bei tolstant. Šis metodas vadinamas Doplerio spektroskopija. Jo pagrindas – pastebėjimas, kad planeta aplink sistemos masės centrą juda šimtus kartų didesniu greičiu, nei žvaigždė. Taigi ir planetos spektro linijos dėl Doplerio efekto turėtų gerokai slankiotis į mėlynąją ir raudonąją spektro pusę, kai tuo tarpu žvaigždės linijos juda nežymiai.

Jei planeta skrieja pakankamai dideliu atstumu nuo žvaigždės, galima stebėti jos spinduliuotės spektrą atskirai, uždengus žvaigždę. Tiesa, net ir pridengus tiesioginius žvaigždės spindulius, iš sistemos mus pasiekia įvairūs atsispindėję fotonai, be to, planetos spinduliuotė yra labai neryški, taigi norint matuoti planetos atmosferos savybes, reikia labai jautrių instrumentų. Šiandieniniai tinka jaunoms, dar nuo susiformavimo neatšalusioms, dujinėms milžinėms stebėti, bet ateityje instrumentai pajėgs užfiksuoti ir į šiandieninį Jupiterį panašių planetų atmosferas.

Tarp užfiksuotų planetų atmosferų randame įvairių tikrai ekstremalių reiškinių. Jie susiję su ypatingai aukštomis temperatūromis. Tai neturėtų stebinti: karštesnę atmosferą stebėti lengviau, nei šaltesnę, be to, esant labai žemai temperatūrai atmosfera išvis gali pranykti. Taip pat dažniau aptinkamos planetos, esančios arti žvaigždžių, tad jas pasiekia daug daugiau energijos, nei Žemę ar net Merkurijų. Tarp jų randame aliuminio oksido debesų, titano lietaus, geležies lietaus arba stiklo kristalų audrų. Truputį blogiau, nei šlapdriba šaltą rudens vakarą, ar ne?

Greta ekstremumų egzoplanetų atmosferos gali slėpti ir kai ką daug įdomesnio – biopėdsakus. Šiuo terminu įvardinamos visos molekulės, kurių buvimas atmosferoje būtų gyvybės egzistavimo planetoje požymis. Žemės atmosferoje pagrindinis biopėdsakas yra deguonis – ši molekulė labai reaktyvi, tad jei gyvybės Žemėje staiga neliktų, deguonis per kelis tūkstančius metų taip pat pranyktų.

Kitos planetos atmosferoje atradę reikšmingą kiekį deguonies, galėtume pagrįstai įtarti ten esant ir gyvybės. Mūsų atmosferoje esantis metanas taip pat yra biologinės kilmės, taigi ir jį galima laikyti biopėdsaku; tiesa, jis šiuo klausimu gerokai mažiau reikšmingas, nei deguonis, nes metaną išskiria ir įvairūs negyvybiniai procesai. Dar dvi biologinės kilmės molekulės Žemės atmosferoje yra azoto oksidas bei fosfinas, bet jų yra dar mažiau, nei metano.

Žinoma, kitur gyvybė gali gerokai skirtis nuo žemiškos. Visgi fizikos dėsniai visur galioja tokie patys, cheminė planetų sudėtis irgi gana panaši, tad ir svarbiausios cheminės reakcijos turėtų būti analogiškos žemiškosioms. Remdamiesi šiuo požiūriu, prieš keletą metų mokslininkai nustatė apie 16 tūkstančių molekulių, kurios galėtų būti biopėdsakai įvairiose atmosferose. Aišku, tai nereiškia, kad jas visas įmanoma aptikti praktikoje, ar kad jų egzistavimas tikrai įrodytų gyvybės buvimą. Bet šis tyrimas bent jau parodo, kokia didžiulė gali būti planetų atmosferų įvairovė.

Nauji prietaisai, tokie kaip James Webb kosminis teleskopas ar antžeminis Europos ypatingai didelis teleskopas (European Extremely Large Telescope), tarp kitų darbų detaliai tyrinės ir egzoplanetų atmosferas. Truputį vėliau į kosmosą pakilti turėtų ir PLATO bei ARIEL – specialiai egzoplanetų ir jų atmosferų tyrimams skirti teleskopai. Įvairios kosminės misijos vis geriau nagrinėja atmosferas Saulės sistemoje – Marse, Jupiteryje, per artimiausius dešimt metų gal ir Veneroje bei Titane. Taigi naujų atradimų šioje srityje artimiausiais metais turėtų gerokai pagausėti. Gal, tyrinėdami atmosferų sudėtį, net sužinosime apie gyvybės egzistavimą už Žemės ribų. Bet jei taip ir nenutiks, galime tikėtis daug geresnio supratimo apie planetų įvairovę, jų formavimąsi, evoliuciją bei kasdienius jose vykstančius procesus, egzotiškus lyginant su tuo, prie ko esame įpratę kvėpuodami Žemės oru.