Kałuże na Marsie. Czy woda we Wszechświecie naprawdę jest czymś niezwykłym?

Był okres mody na wodę na Marsie (gdzie regularnie odnajduje się skromne ślady lodu i pary wodnej), na Księżycu (gdzie indyjska sonda Chandrayaan-1 potwierdziła w 2008 roku ślady lodu na dnie kraterów), na odległych satelitach planet gazowych (gdzie wody nie brakuje), a nawet na olbrzymich planetach pozasłonecznych (gdzie wody jest tyle, co i na „naszych” planetach olbrzymich, czyli potencjalnie sporo).

Znaczna część emocji wywoływanych przez „poszukiwaczy wody” wiąże się z poglądem, że woda jest we Wszechświecie nie tylko rzadka, ale i cenna. Sytuacja przypomina więc trochę nastrój panujący w czasie amerykańskiej gorączki złota, gdy do saloonu wpada poszukiwacz i drżącym głosem dzieli się plotką, że w strumieniu położonym 30 mil na zachód jego godny zaufania znajomy widział coś żółtawego.

Woda oczywiście może być cenna, a nawet bezcenna – czy jednak woda i życie naprawdę muszą iść w parze? Jest to bardzo ciekawy temat na inną okazję; na razie spróbujmy się zastanowić, czy woda rzeczywiście jest we Wszechświecie towarem deficytowym?

Mokry Wszechświat?

Zacznijmy od podstaw. Cząsteczka wody to H2O – składa się więc z dwóch atomów wodoru [H] i jednego atomu tlenu [O]. W największym uproszczeniu można więc spodziewać się występowania wody wszędzie tam, gdzie atom tlenu zechce zderzyć się z atomem wodoru i nawiązać z nim bliższą znajomość. Warto dodać, że znaczna część medialnych doniesień na temat „wody na Marsie” dotyczy nie tyle wykrycia wody, co np. samej „zubożonej” o jeden atom wodoru grupy -OH dołączonej do rozmaitych związków mineralnych).

Wodór jest najbardziej „pospolitym” pierwiastkiem, drugi jest hel – ok. 95% masy całej „normalnej” materii we Wszechświecie zawartych jest w tych tylko dwóch pierwiastkach! Tlen, jak się okazuje, jest już trzeci na liście. Oznacza to, że w uśrednionej objętości kosmicznego gazu, pośród zderzających się losowo cząstek, zderzenia pomiędzy atomami wodoru, helu i tlenu należą do najbardziej prawdopodobnych spośród wszystkich możliwych kombinacji. Biorąc ponadto pod uwagę fakt, iż hel należy do gazów szlachetnych i jest niereaktywny – co oznacza w praktyce, że zderzając się przypadkowo z jakimkolwiek innym atomem, atom helu wykazuje całkowity brak zainteresowania trwałym związkiem – cząstki OH i H2O powinny należeć do najbardziej powszechnie występujących związków chemicznych we Wszechświecie.

Tak też jest w rzeczywistości – badania gazu galaktycznego i pozagalaktycznego nieodmiennie pokazują, że OH jest jednym z najpowszechniejszych w Kosmosie związków chemicznych, tuż po H2 i CO (węgiel [C] jest czwarty, po tlenie). Nie ma w tym nic dziwnego – Natura konstruuje na bazie tego, co się akurat trafi pod ręką. Skoro trafił nam się Wszechświat bogaty w tlen, Wszechświat bogaty w wodę to już tylko kwestia kilku dalszych kroków.

Mokry Układ Słoneczny?

To wszystko bardzo piękne, ale odrobinę abstrakcyjne. Rozrzucone z rzadka po galaktycznym gazie cząstki OH i H2O to nie to samo co szemrzący strumyk – czy więc cokolwiek z tego kosmicznego bogactwa ląduje w końcu na planetach? Skoro tyle we Wszechświecie wody, to czemu Merkury, Wenus, Księżyc i Mars wydają się suche jak pieprz? (Ziemia to oczywiście przypadek szczególny. Ziemia to zawsze przypadek szczególny).

Powstawanie układów planetarnych to złożony i nieprawdopodobnie interesujący proces, w wyniku którego z wirującego dysku składającego się z zapylonego gazu w końcu wyłaniają się gazowe, lodowe i skaliste planety plus cała masa pomniejszych towarzyszy. Z naszego punktu widzenia szczególnie interesujące są losy rozprzestrzenionej po tym dysku wody. Historia jest nieco zawiła, ale na szczęście łatwo jest ją sobie wyobrazić. Zależnie od preferencji można zamknąć oczy albo pomagać sobie rękami. (Einstein ponoć preferował myślenie połączone z machaniem rękami; genialny matematyk D. Hilbert „uprawiał” matematykę, grzebiąc w grządkach, jak w „Psychologii odkryć matematycznych” podaje J. Hadamard).

Wyobraźmy sobie następujący obraz: kręcący się statecznie dysk wypełniony mniej więcej równomiernie typową kosmiczną mieszaniną gazu i pyłu: a więc wodór, hel, tlen, węgiel, żelazo, neon, azot… i tak dalej, w tej mniej więcej kolejności – wszystko w postaci gazu lub drobniutkiej kaszki. Wirowanie odbywa się wokół młodziutkiej gwiazdy, która emituje na wszystkie strony potworne ilości cząstek i promieniowania – minie jeszcze trochę czasu, zanim osiągnie dojrzałość i rozpocznie stateczny żywot; póki co szaleje. Dysk nagrzewa się więc od środka, podczas gdy jego brzegi pozostają tak samo śmiertelnie zimne, jak i cała reszta otaczającego układ planetarny gazu. O ile więc temperatury w pobliżu gwiazdy sięgają tysięcy stopni Celsjusza, na brzegach dysku panują temperatury rzędu -200ºC.

Każdy związek chemiczny posiada charakterystyczną temperaturę topnienia i parowania – w każdym konkretnym miejscu dysku możemy więc przewidzieć na podstawie panującej tam temperatury, które związki będą zestalone do postaci ziarenek, a które pozostaną w gazie. Przykładowo, w takiej odległości od gwiazdy, w której gaz został nagrzany do temperatury 300ºC, woda będzie występować wyłącznie w postaci gazowej. Wystarczy jednak odsunąć się, bagatela, paręset milionów kilometrów od gwiazdy, gdzie dysk ma temperaturę, powiedzmy, -20ºC, a wszystkie cząstki H2O będą związane w lodowym pyle lub, bardziej obrazowo, wirujących sobie radośnie śnieżkach.

Odległość od gwiazdy, w której średnia temperatura wynosi 0ºC i ma szansę pojawić się lód, astronomowie nazywają po prostu „linią śniegu” (snow line). Patrząc na nasz własny Układ Słoneczny, nietrudno wywnioskować, gdzie taka linia śniegu znajduje się obecnie. Temperatury na Merkurym osiągają setki stopni Celsjusza, na Księżycu temperatury oscylują nieco poniżej zera (choć wahania są olbrzymie), a Mars ze średnią temperaturą -55ºC jest już miejscem potwornie zimnym (innego zdania byliby pewnie mieszkańcy rosyjskiego Wierchojańska, gdzie średnia temperatura stycznia to -50ºC). W okresie kluczowym dla powstawania Układu Słonecznego linia śniegu leżała nieco dalej niż obecnie – jednak ślady jej widoczne są do dzisiaj.

Wróćmy do naszej wizji: kręcący się wokół gwiazdy zapylony gaz oraz brutalnie wiejący wiatr słoneczny. Łatwo sobie wyobrazić, że wszystko, co w danej odległości od gwiazdy pozostaje w fazie gazowej, zostanie w końcu wywiane na zewnątrz: znacznie trudniej jest zdmuchnąć bryłkę kamienia lub lodu niż otaczający go ośrodek gazowy. Ostateczny skład ciał układu planetarnego ustala się więc – między innymi – w wyniku nałożenia się na siebie tych dwóch efektów: bilansu ciało stałe/gaz w danej odległości oraz „wiatru” systematycznie wydmuchującego na zewnątrz wszystko, co w danej temperaturze pozostaje w fazie gazowej. Przykładowo, w pewnej odległości od gwiazdy, gdzie gaz został podgrzany do temperatury 500ºC, ziarenka skalne i metaliczne – choć gorące – nie ulegają stopieniu i wiatr słoneczny wywiera na nie niewielki wpływ. W otaczającym te ziarenka gazie znajdują się pozostałe, bardziej lotne związki, m.in. woda, metan, amoniak, dwutlenek węgla – wiatr słoneczny stopniowo wywiewa je więc „na zewnątrz”. W pewnej odległości temperatura spadnie na tyle, że któryś z tych związków – na przykład H2O – skondensuje i przy panujących tam niskich ciśnieniach zacznie stopniowo tworzyć lodowe bryłki. Bryłki lodu nie tak łatwo zdmuchnąć… i tak dalej – zubożona o H2O mieszanka jest zdmuchiwana dalej.

Obserwacja naszego własnego planetarnego podwórka wydaje się potwierdzać ten model. Jak już wspomniałem wyżej, planety i satelity leżące „wewnątrz” linii śniegu są prawie bez wyjątku suche – a szczególny przypadek Ziemi to temat na inną okazję. Gdy jednak odsuniemy się odrobinę od Słońca, Układ Słoneczny nagle wypełni się wodą, lodem i śniegiem. Orbitująca wokół Jowisza Europa ma pod powierzchnią prawdopodobnie cały ocean wielokilometrowej grubości; Ganimedes i Kallisto to „brudne śnieżki” – składają się pół na pół z lodu i kamieni. Wokół Saturna fruwają prawie wyłącznie tego typu „brudne śnieżki” o różnych proporcjach materiałów lodowych i skalnych; należy do nich olbrzymi Tytan, jak i skromnych rozmiarów Mimas. Na powierzchni Enceladusa funkcjonuje nawet cały niezwykle interesujący „wulkanizm lodowy” – analogiczny do ziemskiego, ale w całości oparty na „magmie” składającej się z wody. Uran i Neptun praktycznie w całości składają się z lodu, również komety to tak naprawdę ciała lodowe – choć obok zamrożonej wody występują też tam i inne składniki, m.in. zamrożony metan i amoniak, oraz nieunikniona domieszka elementów skalistych. Ogółem, po odjęciu od masy Układu Słonecznego trzech obiektów „nudnych”, bo składających się z grubsza z pierwotnej mieszaniny wodoru i helu – Słońca, Jowisza i Saturna – ok. 4/5 całej pozostałej masy to lód. Szczegółowe proporcje nie są znane, ale lód H2O stanowi jeden z głównych składników tej mieszaniny.

Nic więc dziwnego, że znalezienie wody w Układzie Słonecznym nie jest niewykonalne. Całe jego zewnętrzne rubieże są przecież nawodnione lepiej niż Pojezierze Mazurskie. Skąd natomiast wziąć wodę w okolicach Ziemi? Nic prostszego. Po pierwsze, usuwanie pary wodnej w trakcie powstawania układów planetarnych nigdy nie jest doskonałe; tak naprawdę nic we Wszechświecie nie działa ze stuprocentową wydajnością. Nawet na najbardziej suchych planetach czy satelitach przewiduje się obecność pewnej – choćby mikroskopijnej – ilości wody. To raczej całkowity jej brak byłby trudny do wyjaśnienia. Po drugie, komety to wszak nic innego, jak sporych rozmiarów śnieżki, z których część regularnie nawiedza okolice Ziemi. Wystarczy odrobina kosmicznego przypadku, by spora porcja wody – w grę wchodzą kilometry sześcienne lodu w jednej komecie – trafiła na powierzchnię planety.

Mamy wodę. Co dalej?

Najpierw krótkie podsumowanie. Po pierwsze, wody (w sensie: cząsteczek H2O) we Wszechświecie nie brakuje i brakować nie powinno. Podstawowe składniki wody – atomy wodoru i tlenu – należą do najbardziej powszechnych pierwiastków, zaś obserwacje światła dobiegającego z dowolnego praktycznie obiektu astronomicznego prędzej czy później doprowadzają do wykrycia charakterystycznych „odcisków palca” pozostawianych przez H2O lub – częściej – OH.

Po drugie, woda (czy to w postaci gazowej, ciekłej czy stałej, nie mówiąc już o bardziej egzotycznych stanach skupienia występujących w warunkach wysokich ciśnień i temperatur) wydaje się również przepełniać Układ Słoneczny, jednak w przeważającej większości dopiero w określonej odległości od Słońca, poza „linią śniegu” – co wyjaśniono szczegółowo wyżej. Przypadkowe „nawodnienie” planet wewnętrznych nie jest jednak niemożliwe i istnieją przekonujące dowody, że odpowiednio drobiazgowe poszukiwania zawsze doprowadzą nas do znalezienia mikroskopijnych śladów wody, gdziekolwiek tylko zechcemy.

Takie są fakty – co jednak z tego wszystkiego wynika? (Tym pytaniem powinien się chyba kończyć każdy artykuł na każdy temat). Dlaczego w ogóle poruszamy ten temat, dlaczego nie poszukujemy szaleńczo we Wszechświecie najmniejszych śladów metanu, albo rtęci, albo etanolu? Przyczyna została już zasugerowana we wstępie: woda to przecież życie! Wydaje się, że jest tylko maleńki krok od wykrycia w głębokim marsjańskim kraterze mikroskopijnych ilości szronu do długich wieczornych rozmów z przyjaznymi kosmitami, ewentualnie do szaleńczej walki na śmierć i życie z marsjańskim imperatorem. W najgorszym wypadku trafią nam się marsjańskie bakterie, które możemy przecież błyskawicznie wciągnąć w jakiś potworny scenariusz mikrobiologiczny, zakończony zamienieniem całej ziemskiej biosfery w szarozieloną paćkę. Od wody do życia jest tylko maleńki kroczek… Dobrze, powiedzmy, że duży, solidny krok; ewentualnie dwa. To ile właściwie jest tych kroków?

A co, gdyby się okazało, że od wody do pierwszej bakterii jest dalej niż od pierwszej bakterii do pierwszej pizzerii? W takim wypadku kolejny wysyłany przez ludzi sygnał w kosmos może równie dobrze zawierać zamówienie na podwójną pepperoni… Ale dobrze, ten temat naprawdę zasługuje na poważne omówienie przy innej okazji.

Łukasz Lamża