I vort Solsystem findes der ud over H2O-is andre stoffer, som i fast form kaldes for is inden for den planetære forskning. De forskellige former for is gennemgås, hvorefter isen på Mars og på Jupiters måne Europa beskrives mere udførligt.
Artiklen har været bragt i Dansk Kemi nr. 2, 2001 og kan læses uden illustrationer, strukturer og ligninger herunder. Se relaterede artikler nederst på siden.
Af lektor Dorthe Dahl-Jensen, Niels Bohrs Institut for Astronomi, Fysik og Geofysik,
Ud over en stor mængde H2O-is findes der i vort Solsystem stoffer, hvis faste former i den planetære forskning kaldes for is. Disse flygtige stoffer findes også på Jorden, men for det meste i gasfasen. Ude i Solsystemet fryser de flygtige gasser til is pga. de lave temperaturer. CO2, N2 og CH4 er eksempler på sådanne stoffer. De flygtige ismaterialer består typisk af lette grundstoffer som hydrogen, carbon, nitrogen og oxygen.
Et solsystem dannes ved langsom afkøling af en støv- og gassky (nebula), hvor de flygtige materialer er blandt de sidste, der kondenserer. De forsvinder oftest fra planeterne i løbet af deres tidlige udvikling. Hvilke af de flygtige materialer, der nu findes på planeterne, afhænger af planetens tyngdefelt, om der er et magnetfelt, der kan afbøje solvinden og i Jordens tilfælde også på tilstedeværelsen af organismer, der kan optage materialerne. På de »indre« varme planeter vil de flygtige gasser bevæge sig rundt, indtil de havner et sted, hvor tryk- og temperaturforholdene gør, at de fryser. På Merkur, der ikke har nogen nævneværdig atmosfære, findes der kun flygtige materialer ved polerne. På Venus, Jorden og Mars findes de flygtige materialer i ligevægt mellem gas og faste faser. På Jupiters måner og ved de ydre planeter har de flygtige materialer sikkert kondenseret direkte ud fra den solare nebula og samlet sig i legemer som måner og kometer.
I tabel 1 er de flygtige stoffer, som vi ved findes på overfladerne af legemerne i vores Solsystem, nævnt. Frysepunktet er angivet for 1 atmosfæres tryk, trykket ved Jordens overflade. Mange legemer i Solsystemet har en tynd eller ingen atmosfære, hvorfor trykket er lavt.
Universel is, H2O
Med undtagelse af Venus og asteroiderne er der fundet H2O-is på stort set alle legemer i vores Solsystem. Der findes H2O-is på de fleste af månerne, især omkring de ydre planeter, og det er den mest almindelige form for is i kometerne. Det er stadigt et åbent spørgsmål, hvorvidt der findes H2O-is på vor egen Måne og på Merkur i de områder, der permanent ligger i skygge. Absorptionsspektroskopi viser, at der endda findes H2O-is i de interstellare skyer.
Jorden er det eneste sted i Solsystemet, hvor H2O kan befinde sig i alle tre faser: fast, flydende og gas. At den faste vandfase har en mindre massefylde end den flydende fase er altafgørende for eksistensen og bevarelsen af liv på Jorden.
På Mars er der en tynd atmosfære, som primært består af CO2. Trykket er mindre end 8 mbar og ved de kolde temperaturer, der findes på overfladen, vil H2O enten være på fast form eller gasform. Is sublimerer direkte fra is til gas og kondenseres ud igen fra gas til is, som falder som sne på Mars’ overflade. På Jupiters måne, Europa findes H2O som is, der dækker hele månens overflade, og man mener, at der findes et hav under isen. Europa har stort set ingen atmosfære, så H2O findes ikke som gas her.
Tøris, CO2
Tøris har fået sit navn, fordi det ligner is, og fordi det sublimerer fra sin faste form direkte til gasfasen. CO2’s triplepunkt ligger ved 5.2 atmosfære og -57°C. CO2-trykket ved Jordens overflade ligger langt under denne triplepunktsværdi. Vi ved, at CO2-is findes på Mars, på Neptuns måne Triton, i kometerne og måske på Jupiters måne Callisto.
Mars’ atmosfære består af 95% CO2-gas. Om vinteren bliver temperaturen så lav (150K), at CO2 ved tryk på 4-8 mbar kondenseres direkte ud som sne. Den H2O-gas, der også findes i atmosfæren, sner ud og er således del af den sne, der lægger sig på Mars’ overflade om vinteren.
Io, SO2-spruttende vulkaner
Rumsonden Galileo, der siden december 1996 har bevæget sig rundt blandt Jupiters måner, har observeret store vulkanudbrud på den inderste af Jupiters store måner, Io (figur 2). SO2-gas sprutter ud fra store vulkanudbrud, og skyerne herfra når op i en højde af 140 km. Gassen afkøles hurtigt og kondenseres ud i en fin luftig is, der lægger sig på månens overflade. Faktisk viser det sig, at man også finder SO2-is på to af Jupiters andre store måner, Europa og Callisto. Man mener, at sulfat-ioner transporteres fra Io til de andre måner langs magnetfeltlinier fra Jupiters kraftige magnetfelt. På overfladen af Europa og Callisto findes SO2-is og H2O-is.
Kold is, N2, CH4, CO og NH3
Det bliver koldere, jo længere man bevæger sig ud i Solsystemet, idet man kommer længere væk fra Solen. På Neptun er solintensiteten blot en tusindedel af, hvad den er ved Jorden. På Neptuns måne, Triton er overfladetemperaturen omkring 40K, og selv N2 og CH4 findes her som is. Nye undersøgelser viser, at CO og CO2 også findes som is/sne på Triton. En stor del af Tritons atmosfære består af N2, som pga. månens lave atmosfæretryk ved selv små temperaturudsving kan veksle mellem en tilstand som is på overfladen og gas i atmosfæren. På Pluto observeres de samme flygtige stoffer som på Triton, mens Plutos store måne, Charon såvidt vides kun har spor af H2O-is. Kometer, der er budbringere fra den ydre del af Solsystemet, indeholder mange af disse isformer. NH3-is er indtil videre kun fundet på kometer.
Iskold is, O2 og O3
Selv om disse former for is hører til blandt dem, der har de laveste frysepunkter, findes de på Jupiters måne Ganymedes. Ganymedes’ temperatur er på trods af det lave atmosfæretryk højere end O2 og O3’s frysepunkter. O2 har to meget typiske absorptionsbånd, som tydeligt ses i det lys, der reflekteres fra Ganymedes overflade. En teori er, at Ganymedes bombarderes med høj-energi partikler via Jupiters magnetfeltlinier. H2O-iskrystallerne på overfladen spaltes til H2 og O, der danner O2 og O3 vha. solenergien. O2 og O3 indesluttes i H2O-krystalstrukturen og overlever således.
Iskapperne på Mars
Siden den italienske astronom, Cassini, i 1600-tallet lavede detaljerede tegninger af iskapperne på Mars, hvor man kunne se årstidsvariationerne, har man vidst, at der fandtes iskapper ved Mars poler. Cassini observerede sæsonsnedækket, der primært består af CO2-is. Når foråret kommer, begynder CO2-sneen at sublimere. Sidst på sommeren er CO2-sneen sublimeret, og temperaturen hæver sig over frysepunktet (150K ved et tryk på ca. 6 mbar). Tilbage står den hvide permanente iskappe, der består af H2O-is. Da temperaturen sidst på sommeren hæver sig over CO2’s frysepunkt, kan der kun være H2O-is tilbage. Man mener, at den årlige H2O nedbør på iskappen udgør en brøkdel af en mm.
I september 1997 ankom NASA’s rumsonde Mars Global Surveyor (MGS) til Mars, og den har siden været i kredsløb omkring Mars. Blandt instrumenterne om bord er Mars Orbiter Camera (MOC), et kamera, der kan tage billeder af overfladen med en opløsning ned til 1.4 m pr. pixel. Om bord på MGS er også Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA), som med stor nøjagtighed har kortlagt højden af Mars’ overflade. Instrumenterne om bord på MGS har sendt utrolige mængder af ny information om Mars tilbage til Jorden. Figur 3 viser et gråtoneplot af iskappen på Mars’ nordpol baseret på MOLA-målingerne. Plottet er pålagt skygger med belysning fra toppen af figuren. MGS’ bane omkring Mars ligger ikke over selve polområdet. For at få målinger over polområdet er instrumenterne på nogle få af overflyvningerne blevet drejet. Iskappen på nordpolen har en diameter på 1000 km og en tykkelse på 3-4 km. Dvs. at iskappen har samme udbredelse og tykkelse som indlandsisen på Grønland. Figur 4 viser en af højdeprofilerne hen over iskappen målt af MOLA. Sammenligner man højdeprofilen med en profil fra indlandsisen, viser det sig, at isen har samme form. Der er al mulig grund til at tro, at iskapperne på Mars flyder på samme måde som isen på Jorden. Der er dog en væsentlig forskel: Iskappen på Mars er delt i terrasser adskilt af skrænter med hældninger på op til 15°. Det er skrænterne, der står frem som mørke bånd på gråtoneplottet af iskappen på den nordlige polkalot. De mørke bånd danner et spiralformet mønster på overfladen af iskappen (figur 3). MOC-billederne har vist, at man kan se lag i de stejle skrænter. Derfor er der grund til at tro, at isen er lagdelt og indeholder is fra tidligere klimaperioder. Man mener, at de stejle sydvendte skrænter modtager mere solstråling end terrasserne, fordi de har en hældning og er mørkere. En del af den is, der sublimeres fra skrænterne, menes at kondensere igen på de hvide og koldere terrasser, mens resten forsvinder op i atmosfæren. Da gamle og nye lag er blandet sammen, er det kompliceret at fortolke skrænternes lagdeling. Da der er grund til at tro, at der har været store klimaforandringer på Mars, vil et studium af lagene kunne medvirke til at forstå planetens klimahistorie.
Isen på Europa
NASA’s rumsonde Galileo nåede efter 6 års rejse Jupiter-systemet i december 96. Siden da har den bl.a. optaget billeder af overfladen på Europa med en opløsning på ned til 13 m pr. pixel.
Europa er en af Jupiters fire store måner, og den har en diameter på 3140 km. Den er kuglerund og højdevariationerne på overfladen er så små, at man længe har ment, at Europas overflade består af is.
Tyngdemålinger viser, at månen sikkert består af en kerne af silikater, og at der er et overfladelag på ca. 100 km med en massefylde på 1000 kg/m3. Reflektionsspektre fra Europas overflade fastslår, at overfladen består af H2O-is, der dog kan have et betragteligt indhold af urenheder, som f.eks. opløste salte.
Billederne fra rumsonden Galileo viser, at overfladen kan inddeles i forskellige zoner med karakteristiske træk.
Her beskrives et par af disse zoner.
Figur 5 viser et udsnit af et kaotisk område på Europa. Solen skinner på overfladen fra den højre side. Figuren dækker et område på 70 gange 30 km og opløsningen er 54 m pr. pixel. Man kan se blokke af is, der flyder. Det kan betragtes som et puslespil, og brikkerne kan faktisk lægges tilbage, så de passer sammen. Hvis det er isbjerge, der flyder på vand, kan man ud fra højden af siderne af blokkene skønne istykkelsen til 1-2 km. Man kan se, at selve blokkene har systemer af bånd på sig. Nogle bånd har flere riller, og da båndene gennemskærer hinanden, må de gennemskårede være ældre, end dem der skærer.
Det fører os til figur 6, hvor den mest udbredte form for overflade på Europa er vist. Store områder er dækket af bånd med rygge. Det viste område er 135 gange 60 km og har en opløsning på 50 m pr. pixel i de højtopløste områder af figuren. Da Europa bevæger sig omkring Jupiter i en svag elliptisk bane, vil det betragtelige tidevandsfelt fra Jupiter trække overfladen frem og tilbage med en amplitude på 50 m over omløbsperioden på 3.5 døgn. Man mener, at båndene dannes, fordi isen trækkes fra hinanden. Har man et lag is på et par km’s tykkelse, der flyder på vand, vil isen i løbet af en periode på 3,5 døgn først trækkes fra hinanden for senere at blive skubbet sammen igen. Når isen trækkes fra hinanden, vil der åbne sig lidt hav i sprækkerne. Med en overfladetemperatur på 50K vil der lynhurtigt dannes et tyndt lag is, der knuses, når isflagerne skubbes sammen igen. Den knuste is vil lægge sig langs kanterne af isflagerne, i analogi til det vi ser ske med havisen omkring Grønland. Således kan båndene på overfladen dannes, og de tykke bånd er bånd, der sikkert i millioner af år er blevet åbnet og lukket med en periode på 3.5 dage.
I rumprogrammerne er der meget fokus på de planeter og måner, der har is og især H2O-is, da det er her, man har mulighed for at finde spor af liv. Hvis der er et hav under isen på Europa, er det muligt, at der er liv her.
Det planlægges at sende en rumsonde til Europa, der skal indeholde en cryobot: et instrument, der skal kunne smelte sig ned gennem isen og sende en lille ubåd ud i vandet for at undersøge, om der er liv. Det bliver utroligt spændende, selv om det vil vare 10-15 år, før man får resultater fra en sådan mission.
Referencer:
1. W.M. Calvin (1999) »Ices throughout the Solar System« The Planetary Report Vol XIX, nr. 2, side 8-13
2. »The New Solar System« (1999) Cambridge University Press
3. »Mars« (1992) The University of Arizona Press.
4. M.T, Zuber m. fl. (1998) »Observations of the North Polar Region of Mars from the Mars Orbiter Laser Altimeter«, Science, bind 282, side 2053-2060
4. Mars Global Surveyer: http://www.mars.jpl.nasa.gov/mgs
6. Mars Orbiter Laser Altimeter: lptwww.gsfc.nasa.gov/tharsis/mola.html
7. NASA, Mars exploration: http://www.mars.jpl.nasa.gov
8. J. Larsen (2000) »Is på Mars«, Kvant, Marts 2000, side 13-16
9. NASA, Galileo: http://www.jpl.nasa.gov/galileo
Tabel 1. Tabel over de former for is som befinder sig i vort Solsystem. Frysepunktet er angivet ved 1 atmosfæres tryk.
Figur 1. NASA’s Hubble Space Telescope har taget dette billede af Shoemaker-Levy 9 den 17 maj 1994. Kometen bestod af 21 is-legemer, der strakte sig over 710.000 km. Kometen var 660 mio. km fra Jorden, da billedet blev taget, og midt i juli 1994 kolliderede kometen med Jupiter.
Billedet findes på: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/imgcat/html/object_page/hst_pr94_26d.html
Figur 2. Dette billede af Io blev taget den 6. november 1997 af NASA’s rumsonde Galileo. Man kan se to store SO2-spruttende vulkanudbrud på Io. Det ene vulkanudbrud, Pillan Patera, er på randen af Io, og skyerne når op i 140 km højde. Det andet udbrud, Prometheus, findes tæt ved grænsen mellem dag og nat. Man kan se en rød sky til højre for krateret.
Figur 3. Nordpolsiskappen på Mars. Billedet er et gråtoneplot af topografien nord for 70°N, som er pålagt skygger med belysning fra toppen af figuren. Billedet er dannet på grundlag af højdemålingerne, målt med Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) om bord på NASA’s rumsonde Mars Globale Surveyor (MGS), der siden september 1997 har været i kredsløb omkring Mars. MGS sender stadig nye data tilbage til Jorden.
Figur 4. Profiler af iskapperne på nordpolen af Mars og Grønland. Profilen fra Grønland er langs en flydeline fra isdeleren ned til Jakobshavn (Kilde: S. Ekholm, KMS). Profilen fra Grønland er skaleret til højden og længden af profilen fra Mars. Den generelle form af iskappen minder meget om hinanden, men her ses tydeligt, hvordan iskappen fra Mars er inddelt i terrasser. Figuren er med tilladelse gengivet fra [8].
Figur 5. Et billede af overfladen på Europa optaget fra NASA’s rumsonde Galileo. Billedet dækker et areal på 70 gange 30 km og har en opløsning på 54 m pr. pixel. Solen oplyser overfladen fra højre side. Billedet viser en kaotisk zone på isoverfladen af Europa. Store blokke af is flyder rundt på et formodet hav. Ud fra skyggerne kan man skønne, hvor højt blokkene står over det omkringliggende materiale, og man har på grundlag af disse observationer skønnet istykkelsen til at være 1-2 km.
Figur 6. Dette billede af Europas isoverflade er optaget af NASA’s rumsonde Galileo. Billedet dækker et areal på 135 gange 60 km og har en opløsning på 50 m pr. pixel. Det kraftige bånd kaldes Agenor Linea og er et af de kraftigste og mest lyse bånd, der er observeret på Europa. Man kan se, hvorledes båndene har gennemskåret hinanden.
