Afbeelding in de hoofding: Antarctica ijs en cirrus wolken. www.sciencephoto.com.
Gedrag van water op Aarde en elders
We hebben altijd geleerd dat water bevriest onder nul graden Celsius (of < 273 Kelvin) en dat het kookt bij 100°C (of 283 Kelvin). Dat is hoe water zich gedraagt hier op Aarde, waar continu een luchtdruk is van ongeveer 1000 mBar. In onze sterrenwacht in Gent hebben we een vacuümklok. Tijdens schoolbezoeken zetten we soms een eenvoudig glas water onder die klok, en we pompen de lucht eruit. Het glas water staat dan in een luchtdruk van ongeveer 30 mBar. Dat is geen volledig vacuüm, maar het is voldoende om het water volop te laten koken. De kinderen zijn dan verbaast als ze nadien aan het water voelen, dat het helemaal niet warmer geworden is, terwijl ze het wel duidelijk zagen koken.
Water gedraagt zich dus anders onder een andere luchtdruk. Op Mars bijvoorbeeld, is er een gemiddelde luchtdruk van 6 à 7 mBar. Die druk is zo laag dat een smeltend ijsblokje meteen gaat koken. Het smeltend ijs heeft geen tijd om eerst vloeibaar water te vormen. Dit gebeurt op Mars meteen wanneer de temperatuur boven 0°C (of 273 K) komt, wat in evenaarsgebied regelmatig voorkomt. Aan de oppervlakte is dan ook geen vloeibaar water te vinden.
Op de Maan is de luchtdruk nog veel extremer, namelijk 0 mBar. In deze omstandigheden zien we waterijs eigenlijk al wegkoken (sublimeren) bij elke temperatuur. De snelheid waarmee het waterijs sublimeert in vacuum is echter enorm traag bij zeer koude temperaturen zoals bijvoorbeeld -100°C (=173 K). Op de noordpool en zuidpool van de Maan zijn er diepe kraters waar het zonlicht nooit de bodem raakt: “craters of eternal darkness”. Aangezien daar ook geen lucht is die warmte kan transporteren, is het op de bodem van die kraters altijd kouder dan -230°C (=43 K). In die omstandigheden is de sublimatie van waterijs zo traag, dat het zelfs miljarden jaren grotendeels kan blijven liggen.
Aan het bovenstaande fasendiagram van water is goed te zien dat de Aarde gemakkelijk de drie fasen van water toelaat vanwege de luchtdruk en de temperaturen die er heersen. Dit in tegenstelling tot de Maan (die even ver van de Zon staat) en Mars. Als we echter willen inschatten hoe het zit op andere plekken in het Zonnestelsel, dan moeten we het hele diagram uitbreiden. Er zijn immers plekken met veel hpgere druk en ook soms erg hoge of lage temperaturen.
Op het uitgebreid fasendiagram van water hierboven zijn enkele zones aangeduid die van toepassing zijn op de ijsmanen Europa en Ganymedes. Veel van die ijsmanen worden verondersteld een oceaan van vloeibaar water te hebben onder de korst van waterijs. Voor de manen Europa (Jupiter) en Enceladus (Saturnus) is dat intussen door onderzoek met ruimtesondes bewezen. We weten ook dat die oceanen op hun bodem contact hebben met een geologisch actieve steenkern, en dat is belangrijk voor potentieel leven. Dit zou bij zeer grote ijsmanen zoals Ganymedes (Jupiter) wel eens anders kunnen zijn vanwege de enorme hoge druk op de bodem. Bij zulke hoge druk kan je verwachten dat het water terug ijs wordt, maar dan ijs van type VI (zie diagram hierboven). Dit is een soort waterijs dat zwaarder is dan vloeibaar water. Daarom vermoeden we dat er op de bodem van de ondergronds oceaan op Ganymedes een ijslaag ligt. De oceaan heeft dan geen direct contact met de stenen kern. Dit maakt deze ondergrondse oceaan minder interessant voor onze zoektocht naar leven. Meer hierover volgt in deel 5 van deze cursus.
Vloeibaar water: waar in het Zonnestelsel?
In onze zoektocht naar leven in het Zonnestelsel willen we kijken naar plaatsen waar water voorkomt in 2 of 3 fasen, waarbij vloeibaar water er zeker bij moet zijn. Samenvattend kunnen we zeggen dat we dit kunnen verwachten op volgende locaties:
- Oppervlakte van de Aarde: ijs, vloeistof, damp.
- Ondergrond van Mars: ijs, vloeistof.
- Grote manen en dwergplaneten in het buitenste Zonnestelsel: ijs en vloeistof in een ondergrondse mantel en eventueel vloeibaar water in gaten en kieren van de ijskorst.
Alle andere locaties in het Zonnestelsel zijn daarom veel minder interessant om actueel leven te gaan zoeken. Dat betekent niet dat er daar geen water is. Op de andere planeten, manen, planetoïden en kometen is er gewoonlijk wel water aanwezig, soms erg veel, maar alleen in ijs- of gasvorm.
Verder moeten we ook besluiten dat de oppervlakte van de Aarde veruit de meest gunstige situatie is, waar water veelvuldig aanwezig is en permanent en overvloedig in de drie fasen.
De leefbare zone voor planeten
Het ligt nogal voor de hand welke de belangrijkste voorwaarden zijn om het voorkomen van water in de drie fasen mogelijk te maken op een planeet: het mag niet te koud en niet te warm zijn. Zo kan je van elke ster de ideale afstand voor haar planeten berekenen en zo de ‘leefbare zone’ bepalen. Als we dat doen voor onze Zon, dan komen we uit op een zone waarin 3 planeten te vinden zijn: Venus, Aarde en Mars (en de grote Maan van de Aarde). Venus zit weliswaar heel erg dicht bij de grens ’te warm’, en Mars zit op de grens ’te koud’. Aarde en Maan zitten in de comfortabele midden-zone. We zien dus vier grote hemellichamen binnen de ‘leefbare zone’ rond onze ster, maar slechts 1 ervan heeft vandaag nog echte leefbaarheid. Dit is dus wel een erg belangrijke les wanneer er weer eens nieuws verschijnt over een ‘aardachtige’ exoplaneet rond een andere ster binnen de leefbare zone. Er kunnen heel wat redenen zijn om binnen deze zone toch een onleefbare planeet te vinden. Bij Venus was het een uit de hand gelopen broeikaseffect (runaway greenhouse), bij Mars het verlies van haar atmosfeer, en bij de Maan de afwezigheid van een atmosfeer vanaf het begin. Ook te weinig geologische activiteit kan bijvoorbeeld een probleem zijn. Dat soort belangrijke kenmerken voor levende planeten komt verder in deze cursus nog uitgebreider aan bod.
