4,5 miliarda lat wulkanizmu

Od czasu powstania hipotezy, iż planety, w tym Ziemia, powstały z wirującej materii gazowej (jest to tzw. hipoteza mgławicowa; jej powstanie przypisuje się zwykle Immanuelowi Kantowi, który opisał ją w 1755 roku), naturalne stało się przewidywanie, że planeta nasza była z początku bardzo gorąca. Powstała, bądź co bądź, w wyniku energetycznego zderzania się ze sobą tysięcy ciał skalistych.

Hipoteza ta jest w mocy do dziś, przy czym współcześni naukowcy są znacznie bardziej sceptyczni wobec przypuszczenia, że całe dzisiejsze ciepło Ziemi może pochodzić z tego pierwotnego źródła. Przeprowadzane w XVIII wieku przez hrabiego Buffona i w XIX wieku przez lorda Kelvina eksperymenty i obliczenia wykazały, że tempo rozpraszania się tego pierwotnego ciepła pozwalają Ziemi na utrzymanie się w stanie wysokiej aktywności przez zaledwie miliony lat. Dziś, gdy wiemy już, jak trudno jest usunąć ciepło z wielkiej kamiennej kuli, oszacowania te urosły do setek milionów lat, jednak to i tak wciąż za mało – jest jasne, że nie cała energia wydobywająca się przez powierzchnię naszej planety pochodzi z owego „pierwotnego ciepła zderzeniowego”.

Jak zrobić planetę?

Współczesną wersją „mgławicy”, z której powstały planety, jest zapylony dysk protoplanetarny, w którym z czasem ziarenka pyłu zaczęły tworzyć coraz większe obiekty skaliste, osiągające ostatecznie rozmiar wielu kilometrów. Na tym etapie istotną rolę zaczęły odgrywać oddziaływania grawitacyjne i kolejne, coraz to większe „protoplanety” (zwane też nieco bardziej obrazowo „embrionami planetarnymi”) aktywnie przyciągały do siebie kolejne porcje skały.

Jest intuicyjnie zrozumiałe, że kolizje pomiędzy obiektami skalistymi powodują uwolnienie ciepła. Jak jednak oszacować jego ilość? Wydaje się, że powinno to wymagać żmudnego przeliczenia, z jaką prędkością zderzają się ciała, z jakiego zbudowane są materiału, jak materiał ów zareaguje na uderzenie… inaczej mówiąc, prześledzenia procesu kolizji krok po kroku. Okazuje się, że istnieje sprytna sztuczka pozwalająca na obejście tego rozumowania. Ciało skaliste trafiające na powierzchnię innego, większego obiektu, spada do jego studni potencjału – prędkość, z jaką następuje uderzenie, wynika właśnie, mówiąc obrazowo, ze zsuwania się po powierzchni owej „studzienki”. Można więc wyznaczyć, ile energii „uzyska” układ tych dwóch ciał, gdy porówna się ich energię potencjalną „przed” i „po” połączeniem się ze sobą. Część energii może zostać wypromieniowana, a część może uciec w postaci okruchów skały wybitych w przestrzeń kosmiczną wskutek zderzenia; dogodnym punktem wyjścia w obliczeniach jest jednak ta dość prosta do obliczenia wartość uzyskana po prostu w wyniku odjęcia od siebie dwóch liczb: energii potencjalnej (grawitacyjnej) przed i po.

Czy uzyskane taką, czy inną metodą, wyniki są jednoznaczne: planeta wielkości Ziemi, aby powstać, musi pochłonąć potężną dawkę energii. Jest ona tak duża, że praktycznie nie do uniknięcia jest konkluzja, że wszystkie obiekty skaliste powyżej pewnej wielkości były na pewnym etapie swojego istnienia całkowicie przetopione. W przypadku Ziemi oznacza to nie tylko płynne metalowe jądro, ale też płynny ocean magmowy. Czasem uzyskiwane temperatury są tak duże, że nad oceanem magmowym miałaby unosić się nawet atmosfera skalista powstała ze skał podgrzanych tak bardzo, że przeszły do stanu gazowego. Pierwsza atmosfera Ziemi mogła więc być gazem krzemianowym.

Im gorętsze ciało, tym chętniej będzie się też studziło, i już po kilkudziesięciu milionach lat powierzchnia planety powinna być zastygła. Od tego momentu zaczyna się powolne, żmudne stygnięcie grubej warstwy skalnej  („płaszcza”) na drodze ślimaczego pełznięcia ku górze strumieni skały gorętszej i równie ślimaczego opadania – ku jądru – a skał nieco chłodniejszych. Proces ten, choć zachodzący w typowej skali milionów lat, prowadzi jednak do nieustannego odpływania pierwotnego ciepła z planet i zdecydowana większość ciał skalistych naszego Układu Słonecznego ma dziś płaszcz skalny całkowicie nieruchomy. Nasza Ziemia wykazuje jednak zdumiewającą ruchliwość, co idzie w parze z ciągłą aktywnością wulkaniczną. Spośród kilkunastu większych „globów” skalistych Układu Słonecznego tylko Ziemia i satelita Jowisza Io mają obecnie „żywą lawę” na powierzchni. Io jest rytmicznie ściskany i rozciągany przez oddziaływanie grawitacyjne Jowisza – i stąd czerpie swoją energię – co jednak z Ziemią?

Domykanie budżetu

Drugim ważnym źródłem energii planet – wszystkich planet  – są pierwiastki radioaktywne, zwłaszcza te z okresem półtrwania rzędu setek milionów i miliardów lat, jak niektóre izotopy uranu i potasu. Są one rozpuszczone w niewielkiej ilości we wszystkich skałach, również w żelaznym stopie, z którego składa się jądro Ziemi. Nawet niewielka domieszka przemnożona przez miliardy kilometrów sześciennych oznacza stałe, równomierne, choć powoli słabnące grzanie. Dziś szacuje się, że Ziemia traci obecnie przez powierzchnię ok. 50 TW energii cieplnej (co można przeliczyć na 92 mW/m2 – trzeba by więc energii cieplnej z ponad 100 metrów kwadratowych gruntu, aby zasilić jedną 10-watową świetlówkę kompaktową). Mniej więcej połowa tej energii pochodzi z rozpraszania się energii rozpadu radioaktywnego.

To jednak nie koniec. Obok energii pływowej, odpowiedzialnej za wysoką „energetyczność” Io, istnieje jeszcze jedna sztuczka, jaką świat ma w rękawie, gdy przychodzi do generowania ciepła dla planet. Czysto fizycznie, ma ona bliski związek z opisanym wyżej procesem „uwalniania” grawitacyjnej energii potencjalnej w trakcie zderzeń protoplanet, jest jednak zjawiskiem nieco bardziej subtelnym. Prześledźmy je na przykładzie jądra Ziemi.

Początkowo, całe jądro metaliczne Ziemi było płynne i dopiero od ok. 1-1,5 mld lat planeta nasza posiada w środku zestalone jądro wewnętrznej (w miarę stygnięcia naszej planety w skali miliardów lat ostatecznie pochłonie ono całe jądro, a pole magnetyczne zaginie). Stałe jądro wewnętrzne zostało odkryte w 1936 roku przez Inge Lehmann, w 1952 roku opublikowane zostało pierwsze oszacowanie jego składu chemicznego. Rok później J. Jacobs zaproponował, że stale rośnie ono „kosztem” jądra zewnętrznego.

W 1961 roku geolog J. Verhoogen wysunął niezwykłą propozycję, że „zamarzanie” jądra wewnętrznego mogłoby stanowić dodatkowe źródło energii dla dynama. Cała idea uzależniona jest od jednego tylko, bardzo subtelnego efektu: otóż w momencie zestalania się metalicznego stopu we wnętrzu Ziemi powstały kryształek metalu ma nieco inny skład niż płyn, z którego się wytrącił. Szczególnie istotne jest to, że do jądra wewnętrznego dość „niechętnie” włączane są pierwiastki lekkie, stanowiące domieszkę do dominujących składników stopu, jakimi jest żelazo (Fe) i nikiel (Ni). Głównym podejrzanymi są tlen, węgiel i siarka. Gdy więc na powierzchni jądra wewnętrznego krystalizuje kolejna cienka warstewka metalu, pozostały „płyn resztkowy” jest wzbogacony w pierwiastki lekkie. Co zaś jest lekkie, będzie miało tendencję do wznoszenia się – jak korek zanurzony w wodzie. Z powierzchni granicznej między jądrami wznoszą się więc stale strumienie materii lżejszej od otoczenia; to tzw. „konwekcja kompozycyjna” (compositional convection), dodatkowo przyczyniająca się do ruchliwości jądra zewnętrznego.

Na płaszczyźnie teoretycznej jest to jednak wciąż to samo zjawisko „uwalniania” grawitacyjnej energii potencjalnej – zawsze, gdy uda się nieco „skuteczniej” ześrodkować rozkład masy w przestrzeni, uwolniona zostaje odpowiednia dawka energii. Z punktu widzenia przyrody idealnym przypadkiem byłaby pełna koncentracja masy w punkcie centralnym, a więc coś na kształt opisywanej przez astrofizyków czarnej dziury. Wszelkie formy pośrednie są tylko kompromisem, a za zbliżanie się do „ideału” Przyroda hojnie płaci: zwykle najprostszą walutą, jaką posiada, czyli energią cieplną.

Bardzo wyjątkowa planeta

Gdy już „domknęliśmy” nasz budżet cieplny, warto wrócić do pytania wyjściowego: dlaczego właściwie Ziemia tak uparcie odmawia całkowitego „wystygnięcia” i uwalnia swoje ciepło na sposób długotrwały, by nie rzec: kontrolowany? Dlaczego nie jest tylko nieruchomym blokiem kamiennym, sporadycznie tylko wstrząsanym przez lokalne przejawy magmatyzmu, jak choćby Mars? Jak to zwykle bywa w przypadku naszej planety, pytanie to pozostaje do pewnego stopnia tajemnicą.

Wiemy, że cząstkową odpowiedzią jest tektonika płyt: szczególny sposób organizacji skorupy naszej planety tak, że ciepło wydobywa się głównie spomiędzy szczeliny rozdzielających względnie sztywne „kry”. W ten sposób dochodzi do równomiernego usuwania się ciepła z wnętrza planety, tylko od czasu do czasu przerywanego przez bardziej dramatyczne erupcje. Dlaczego jednak zjawisko to pojawiło się na Ziemi? Pomimo wytężonych wysiłków nikomu nie udało się jeszcze na to pytanie odpowiedzieć, a to przecież sposób oddawania ciepła, obok jego źródeł, decyduje ostatecznie o długofalowej ewolucji planet, w tym również o możliwości występowania na nich życia.

Łukasz Lamża