Fizikai Szemle honlap |
Tartalomjegyzék |
Kereszturi Ákos
MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézet
Napjainkra széles skálája gyűlt össze az arra utaló különféle információknak, hogy a Mars felszínén egykor folyékony víz volt jelen [1]. Noha egyes megfigyelések magyarázataként alternatív modellek is léteznek, a folyékony víz ősi jelenléte mára nagyjából elfogadott tény a bolygókutatásban. A kérdéses vizek jellemzői (térfogat, hőmérséklet, jelenlét időtartama, összetétel stb.) azonban még alig tisztázottak. Ugyancsak vita tárgyát képezi, hogy napjainkban lehet-e folyékony víz a bolygón. Az alábbiakban a Marson lévő egykori és esetleges mai vizek jellemzőit tekintjük át, a fizikai paraméterekre fektetve hangsúlyt. A cikk szóhasználatával kapcsolatban fontos megemlíteni, hogy a víz kifejezésen magyar nyelven a cseppfolyós H2O fázist értjük, míg amikor a marsi H2O-ról általánosan beszélünk, a cseppfolyós mellett a gáz és főleg a szilárd halmazállapotú anyagot együttesen értjük. Angol nyelvterületen lazábban használják a "water" kifejezést, amit sok esetben egyszerűen a vízjégre is alkalmaznak.
A folyékony víz mai előfordulásával szemben mutatkozó legfontosabb tényező a bolygó légkörének rendkívüli szárazsága. A marsi légkörben lévő H2O mennyisége úgynevezett vízegyenértékben 10µm körüli (ez azon vastagság, amelyet a H2O mennyisége akkor tenne ki, ha mind folyékony volna, és egyenletesen beborítana egy gömb alakú Marsot). Ez a földi sztratoszférában lévő vízmennyiséghez hasonló nagyságrendű. A száraz légkör miatt a vízjég elméletileg még azelőtt elszublimál, hogy megolvadhatna. A felszínen -40 és -60 °C között találhatunk vízjeget a "legmelegebb" helyeken, ennél magasabb hőmérsékleten gyorsan elszublimál a H2O, a cseppfolyós fázist kihagyva.
Más a helyzet, ha mikroszkopikus skálán vizsgáljuk a lehetőségeket, itt ugyanis már olyan hatások is dominálhatnak, amelyek nagyobb méretskálán nem jelentkeznek, és ellensúlyozzák a száraz vagy a hideg hatását. Míg például a tiszta víz 0 °C-on fagy meg makroszkopikus mennyiségben, a kőzetek repedéseiben lévő, a Földről is jól ismert kapilláris víz egészen közel -20 °C-ig folyékony maradhat. Még kisebb méretskála felé haladva egyre több olyan effektus lép fel, amely segíti a folyékony víz megjelenését.
A Mars légkörében az átlagos vízgőztartalomhoz kapcsolódó parciális gőznyomás 1 µbar körüli, vagy az alatti. A csekély nedvesség ellenére a rendkívüli hidegben alkalmanként telített, túltelített lesz a légkör a vízgőzre nézve, és az elkezd kiválni. Részben közvetlen kondenzációval a felszínen, részben ködre vagy felhőkre emlékeztető anyagot alkotva, illetve helyenként hó- vagy jégkristályok formájában hullva lefelé. A légköri vízgőztartalom erős évszakos és napszakos változást mutat, maximuma hideg éjszakákon, illetve télen jelentkezik, míg minimuma a legmelegebb nappali, főleg nyári időszakokban figyelhető meg.
 |
 |
A folyékony víz múltbeli előfordulását – az egykori víz nyomait vizsgálva – főleg morfológiai, ásványtani és kémiai jellemzők alapján lehet tanulmányozni (1. táblázat). Míg az egykori folyásnyomok, illetve tavak esetében főleg a morfológia árulkodik az ősi folyadékról, az ásványátalakulások sokszor az előbb említett morfológiai nyomok nélkül mutatkoznak. Napjainkban a jég és a nála nagyságrendekkel kisebb mennyiségű vízgőz a H2O könnyen megfigyelhető két fázisa.
Manapság ritka lehet a cseppfolyós víz a bolygón, ha mégis megjelenne valahol, nem sokáig létezne a felszínen. A 0 °C-os fagypont felett ugyanis a kis légnyomás (4-6 mbar) miatt közel +4 °C-on már forr is a víz. Ugyanakkor a megfagyáshoz lehűlni sem olyan egyszerű, elsősorban az általában hideg felszínnel fellépő hőcsere tudja hatékonyan lehűteni a folyadékot, amíg ha porózus a felszín, az nem túl jó hővezető, nem tud sok cseppfolyós vizet gyorsan lehűteni és megfagyasztani. A légköri hőmérséklet kevésbé befolyásolja az esetleges víz állapotát, mivel csekély a gázsűrűség, és azért a hőcsere sem jelentős a légkörrel. A konvektív hőveszteség a ritka légkör miatt tehát kisebb a földinél, ugyanakkor a párolgásos hőveszteség nagyobb, mivel nagyobb a vízfelületről elszabaduló molekulák úthossza a ritka légkör miatt. A modellek alapján a tiszta víz közel cm/h sebességgel fagyna a Marson (ilyen sebességgel haladna lefelé a fagyhullám).
A víz mai előfordulására mikroszkopikus skálán van esély. A vízjég és kőzetfelület között az ásványokkal érintkező H2O molekulák elsősorban a van der Waals-erők miatt nem képesek kristályrácsot alkotni. Ezt a réteget interfaciális (interfacial water) vagy rétegközi1 víznek nevezik. Az itt található molekulákat olyan erősen vonzzák az ásványi felületek, hogy egyedülálló vízmolekulákként maradnak fent, és egészen körülbelül -75 °C-ig nem tudnak megfagyni. Az így keletkezett vízfilm csak néhány molekula vastagságú, azonban a benne lévő molekulák az ásványi felület mentén szabadon mozoghatnak. Kétdimenziós folyadéknak, avagy kvázifolyadéknak is szoktak nevezni az így kialakuló réteget, amely a rendkívüli hideg ellenére cseppfolyós halmazállapotú. A legalább 0,3 nm körüli vastagságú folyadékban lévő molekulák tehát a felület mentén szabadon mozognak (1. ábra).
Ha a jég elszublimál az interfaciális vízréteg felettről, az ásványok felszínén még jó darabig ott marad a H2O, mint adszorbeált vékony vízfilm. Ha teljesen szárazzá váltak az ilyen felületek, a légkörből is képesek vízmolekulákat megkötni, kialakulásuknak nem előfeltétele a jég jelenléte. A folyamatra az erősen higroszkópos ásványok az ideálisak, főleg ha nagy belső felületeik vannak, ahol sok vizet tudnak tárolni. Ilyen szempontból ideálisak a zeolitok – (Na,Ca,K,Mg, Li,Ba,Sr)(Al,Si)O3×n(H2O) –, amelyeket a Marson is azonosítottak már. A chabazit például ideális esetben 25 tömegszázalékban adszorbeált vízből is állhat, amelyet átlagos marsi viszonyok között (2 µbar parciális vízgőznyomás és -55 °C-os hőmérséklet) is elérhet, és víztartalmából még +20 °C-on is megtart néhány százalékot (2. ábra).
Az angolul deliquescence-nek nevezett folyamat a sók cseppfolyósvíz-felvételét jelenti, amelynek következtében felületükön (avagy szerkezetük függvényében belül is) egy sűrű, de cseppfolyós halmazállapotú anyag jön létre a légkörből felvett H2O molekulák és a közéjük oldódott sók révén. A folyamat kialakulásához a páratartalomnak meg kell haladnia egy kritikus értéket (elfolyósodási relatív nedvességtartalom, deliquescence relative humidity) és a hőmérsékletnek az eutektikus pont felett kell lennie. A kérdéses pont felett az adott ásvány a H2O gyors és nagymértékű felvételét (pontosabban megkötését) mutatja (2. táblázat). A jelenséget az Atacama-sivatagban lévő halit sókristályok segítségével vizsgálták, amelyek a légköri telített állapot elérése előtt is már sok vízmolekulát képesek megkötni. Itt a mikroszkopikus pórusokban cseppfolyós víz a fenti kritikus pont (esetükben 75%) alatt is megjelenik, a mérések alapján közel 50% körül is. Ebben a 100 nm-nél kisebb pórusméret játszik döntő szerepet, ahol cseppfolyós fázis kapilláris kondenzációval jelenik meg és tartósan meg is maradhat. A mikroporózus szerkezet kialakulása pontosan nem ismert, de egyes elektronmikroszkópos megfigyelések alapján a korábban kialakult sóoldatok eutektikus fagyása révén keletkezik a nagyobb szemcsék fala mentén vékony, üreges felület formájában. Életfolyamataik fenntartására cianobaktériumok használják fel a mikroszkopikus pórusokban lévő sós folyadékot [3].
A 2. táblázatban bemutatott sók vizes keverékeinek olvadáspontja 0 °C alatti. Ennek megfelelően a Marson folyékony fázisban is megjelenhetnek, ha a kérdéses hőmérséklet a megfelelő vízgőztartalommal párosul ott, ahol az adott anyag előfordul. A táblázatban felsorolt komponensek közül az eddigi vizsgálatok alapján leggyakoribbak a Fe2(SO4)3, valamint a NaClO4 lehetnek, de a különféle kloridok és talán a felsorolt összes molekula előfordul.
Földi modellkísérletetek alapján nátrium-perklorát (NaClO4) sóoldatok akár 40%-os relatív nedvességtartalom mellett is kialakulhatnak, majd 74%-os nedvességtartalom elérésekor tűnik el a szilárd fázis az oldatból 243 K hőmérsékleten. A Phoenix-űrszonda megfigyelései alapján feltehetőleg NaCl só is volt a perklorát mellett, amely szintén erősen higroszkópos, és ugyancsak elősegíti a sűrű sóoldatok képződését a marsi viszonyok közepette.
Az elfolyósodás kialakulásához szükséges magasabb légköri vízgőztartalom az éjszakai hidegben jellemző a Marson, míg az eutektikus pont feletti hőmérséklet nappal várható. Egyes anyagoknál és marsi helyszíneken azonban délelőtt és délután lehet egy-egy olyan időszak, amikor mindkét paraméter megfelelő. Laboratóriumi kísérletek alapján a bolygón feltehetőleg gyakori kalcium-klorid vizes oldatának viselkedése látható a 3. ábrán.
A sóoldatok olvadáspontja lényegesen 0 °C alatt van, némelyek elvileg a jelenlegi marsi hőmérsékleti viszonyok között is folyhatnának, emellett a sótartalom az olvadáspont mellett a vízgőznyomást is lecsökkenti – ezek az oldatok tehát a tiszta víznél lassabban párolognak. Ezen ismérvek alapján a legjobb lehetőség a cseppfolyós H2O megjelenésére a bolygón jelenleg nem a tiszta víz, hanem a különböző sóoldatok esetében van. Ilyen sóoldat képzésére erősen higroszkópos tulajdonságú molekulák kedvezőek, ilyenekből a Marson is találunk. Az egyik sokat vizsgált anyag a Phoenix-leszállóegység által azonosított perklorát – feltehetőleg magnézium-perklorát (Mg(ClO4)2) – (4. ábra). A Phoenix-űrszonda robotkarján levő kamerájának megfigyelései alapján a leszállóegység lábán lévő apró, kerekded alakzatok akár ilyen cseppek is lehettek, amelyek kissé változtak a napok során – azonban részletes megfigyeléseket nem tudtak végezni rajtuk.
Sóoldatokat a Földön is találhatunk, kis koncentrációjú változatuk a tengervíz, amely aktuális sótartalmának megfelelően többnyire -4 °C körüli hőmérsékleten fagy csak meg. Sokkal töményebb, és érdekesebb sóoldat az Antarktiszon található Don Juan pond nevű apró, jéggel fedett tó, avagy tócsa. Ez 40%-os CaCl2-oldatból áll, és anyagának nagyobb része még télen sem fagy meg. Belsejében az extrém magas sótartalom ellenére aktív mikrobák találhatóak [4].
A marsi meteoritok is szolgálnak információval az egykori folyékony víz jellemzőivel kapcsolatban [5]. A nakhlit meteoritok ásványtani elemzése alapján az ősi hidrotermális átalakulás keretében vastartalmú karbonátok és szmektit ásványok keletkeztek a bolygón. Az ősi oldatok elpárolgása után sók maradtak vissza, ezek modellezése alapján a következő paraméterek becsülhetőek az egykori vizes állapotra. A hidrotermális átalakulás fő fázisában 70-100 °C-os hőmérséklet, 8 körüli pH, és kezdetekben 10 körüli víz/kőzet arány lehetett jellemző, amely később lényegesen csökkent. A hidrotermális folyamat során az olivin ((Fe, Mg)2SiO4) ásvány jelentős része oldódott, vasionokat szolgáltatva a karbonát képződéséhez, amelyben a szén-dioxid gáz a vízben volt oldott állapotban. A későbbiekben csökkent a víz és az oldott szén-dioxid aránya, és 50 °C környékén, 9,5 körüli pH mellett szmektit és szerpentin, végül gél jellegű amorf szilikát anyag vált ki.
A Marson jelenleg a légnyomás és a légköri vízgőztartalom együttesen nem mutat kedvező előfordulást a cseppfolyós víz számára. Míg az északi pólussapkából elszublimáló H2O révén az északi nyár idején jelentkezik maximális légköri vízgőz-koncentráció, a bolygó ekkor naptávolban jár, tehát az északi nyár viszonylag hűvös. A déli félteke nyara idején magasabb a hőmérséklet, alkalmanként nulla °C felett is lehet néhol, ekkor azonban az északi pólussapka fagyott, a déli tetejét pedig szilárd, stabil szén-dioxidfedőréteg borítja, ezért onnan kevés H2O jut a légkörbe – a déli nyár ezért szárazabb az északinál. Emellett a déli féltekét főleg idős és magas felföldek borítják, ahol alacsony a légnyomás (ettől akár +2 °C is lehet a forráspont), ami szintén kedvezőtlen a víz előfordulása szempontjából. Ugyanakkor a bolygó pályájának nagytengelye a perturbációk miatt forog, és idővel a helyzet megváltozik: az északi (nedves) nyár idején lesz magasabb hőmérséklet. Ilyen helyzet néhányszor 10 ezer évente állhat elő.
Ha a Marson jelenleg folyékony fázisú, vékony felületi vízhártyák jelennek meg, azok sokrétű következményekkel járhatnak. Az ilyen speciális közegben más a pH, ionmobilitás és más reakciók jellemzőek, mint a makroszkopikus térfogatú vizekben. A vízfilmek közreműködhetnek az úgynevezett foto-Fentonreakciók lezajlásában (Fe3+ + H2O + UV → Fe2+ + H+ +OH-), amelynek keretében vastartalmú ásványok és a Marson jellemző erős ultraibolya napsugárzás hatására OH-gyökök keletkeznek. Utóbbiak agresszív oxidálószerek, és közreműködhetnek a bolygó felszínére jutó szerves anyagok gyors lebontásában. A vízfilm az ásványokban lévő szulfáttal reakcióba lépve kénes savat hoz létre, ami mállasztó hatású. Egyes modellszámítások alapján a felületi vízfilm közreműködhet a szemcseszerkezet meglazításában, és ezzel a gully nevű folyásos alakzatok kialakításában, valamint az úgynevezett sötét dűnefoltoknál megjelenő folyásos alakzatok létrehozásában is [6].
Összefoglalóan elmondhatjuk, hogy a bolygón a múltban valószínűleg gyakran nem tiszta víz, hanem sóoldatok voltak jelen. A fejlődésben minél későbbi időszakot tekintünk, feltehetőleg annál erősebb volt ez a jellemző. Az ilyen sóoldatok viszkozitása valamivel nagyobb a tiszta vízénél, akár színesek is lehettek, de a legfontosabb, hogy nem feltétlenül utalnak magas ősi hőmérsékletre – ám ettől függetlenül is lehetett meleg egykor a Marson. Napjainkban jó esély van mikroszkopikus skálájú cseppfolyós víz megjelenésére, ennek azonban több jellemzője is erősen eltér a "hétköznapi" vízétől, és részletes elemzése sok érdekességet hozhat [7].
_______________________