8 دقیقه
مطالعه جدید فرضیات درباره جهان‌های اقیانوسی را واژگون میکند
یک تحلیل جدید و گسترده به رهبری ETH Zurich نشان میدهد بسیاری از سیارات فراخورشیدی که قبلاً به‌عنوان جهان‌های اقیانوسی معرفی شده بودند، به‌احتمال زیاد آب سطحی بسیار کمتری نسبت به آنچه نظریه‌های قبلی پیش‌بینی کرده بودند دارند. این پژوهش که در همکاری با موسسه ماکس پلانک برای اخترشناسی و دانشگاه UCLA انجام شده است، تبادل‌های شیمیایی بین جوهای غلیظ هیدروژنی و درون‌گدازه‌ای مذاب سیارات را مدل‌سازی میکند — و نشان میدهد بخش بزرگی از آب به‌طور شیمیایی از لایههای سطحی حذف شده و در درون سیاره محبوس می‌شود.
مطالعه بر روی کلاس رایجی از سیارات تمرکز کرده است که به آنها «ساب-نپتونها» گفته می‌شود: اجرامی بزرگتر از زمین اما کوچکتر از نپتون که در منظومه‌شمسی ما وجود ندارند ولی اطراف ستارگان دیگر بسیار شناسایی شده‌اند. نتیجه این کار، دیدگاه‌های قبلی مبنی بر وجود اقیانوس‌های جهانی عظیم زیر جوهای غنی از هیدروژن را به چالش می‌کشد — فرضیه‌ای که منجر به گمانه‌زنی‌هایی درباره جهان‌های «هایشن» شد که ممکن است میزبان حیات باشند.
پیش‌زمینه علمی: ساب-نپتونها، جهان‌های هایشن و خط برف
ساب-نپتونها یکی از متداول‌ترین انواع سیاراتی هستند که توسط ردگیری گذرها کشف شده‌اند. این سیارات احتمالاً در فواصل مداری متنوعی شکل می‌گیرند؛ بسیاری از مدل‌ها پیشنهاد میکنند که آنها فراتر از «خط برف» (فاصله‌ای از ستاره که در آن بخار آب به یخ تبدیل می‌شود) شکل گرفته و سپس به سمت داخل مدار مهاجرت کرده‌اند. از آنجا که این سیارات میتوانند پوسته‌های هیدروژنی قابلتوجهی کسب کنند و در دوران تشکیل یخ‌ها را نیز جذب نمایند، پژوهش‌های پیشین پیشنهاد کرده بودند برخی از آنها قادرند اقیانوس‌های سطحی ضخیم — یا لایههای پایدار آب با فشار بالا — زیر پتوهای هیدروژنی نگه دارند. این سیارات فرضیِ حامل اقیانوس تحت عنوان «هایشن» نام‌گذاری شده‌اند.
تیم رهبری‌شده توسط ETH این سناریو را مجدداً بازبینی کرد و بهصورت صریح coupling یا همبستگی شیمیایی بین جو سیاره و درون مذاب آن را وارد مدل‌ها نمود. در مراحل اولیه زندگی بسیاری از ساب-نپتونها، گرمای شدید میتواند یک اقیانوس ماگمایی سطحی ایجاد کند. اگر یک پوشش هیدروژنی قابل‌توجه بالای آن مذاب وجود داشته باشد، جو و ماگما به مدت میلیون‌ها سال با یکدیگر واکنشهای شیمیایی خواهند داشت. مدل‌های جدید مقداردهی میکنند که چگونه این تعامل‌ها بودجه کلی آب سیاره و ترکیب قابل‌مشاهده جو را تغییر میدهند.
روش‌ها: مدل‌سازی تکامل جفت‌شده و تعادل شیمیایی
نویسندگان از یک چارچوب چندبعدی تثبیت‌شده برای تکامل سیاره‌ای به همراه یک مدل جدید تعادل شیمیایی استفاده کردند که واکنشهای بین گازهای جوی و مؤلفه‌های ماگما را ردیابی میکند. آنها برای تعیین تعادل شیمیایی بر روی 26 جزء شیمیایی مختلف حل‌وفصل انجام دادند و شبیه‌سازی‌هایی را برای 248 سیارهٔ نمونه اجرا کردند که نمایانگر گستره‌ای از جرم‌ها، ترکیب‌ها و خواص جوی محتمل بودند.
شبیه‌سازی‌ها یک نتیجهٔ پایدار نشان دادند: هیدروژن موجود در جو با اکسیژن آزادشده از مذاب سیلیکاتی واکنش میدهد و گونههای شیمیایی تشکیل میدهد که هیدروژن و اکسیژن را در قالب ترکیبات فلزیِ پیوندی تثبیت میکنند. این ترکیبات تمایل دارند به لایههای عمیقتر و هسته مهاجرت کنند و به‌طور مؤثر H2O آزاد را از لایههای سطحی حذف میکنند. حتی اگر سیاره در ابتدا مقادیر زیادی یخ آب جذب کرده باشد، بخش عمده آن آب توسط این فرآیندهای شیمیایی به درون قفل می‌شود و نه بهصورت اقیانوس‌های سطحی یا لایههای ضخیم H2O باقی می‌ماند.
نتایج کلیدی: آب سطحی محدود و احتمال کمتر وجود جهان‌های هایشن
در سرتاسر فضای پارامتری مدل‌سازی‌شده، سهم جرم سیاره که بهصورت آب سطحی وجود دارد کوچک است — معمولاً نهایتاً تا چند درصد از جرم کل سیاره، طبق محاسبات. این نتایج سناریوهای پیش‌تر پیشنهادشده را که در آنها ساب-نپتونهای دوردست میتوانند موجودی‌های عظیم آب (10–90٪ از جرم سیاره) را بهصورت اقیانوس‌های پایدار زیر پوشش هیدروژن حفظ کنند، رد میکند. بنابراین احتمال وجود واقعی جهان‌های هایشن آن‌گونه که قبلاً تصور می‌شد، بسیار کمتر است.
یکی از یافته‌های غیرمنتظره این بود که سیاراتی که در نهایت جوهای نسبتاً غنی از آب دارند، لزوماً آن‌هایی نیستند که فراتر از خط برف شکل گرفته و یخ زیادی جذب کرده‌اند. در عوض، برخی سیاراتی که در داخل خط برف شکل گرفته‌اند میتوانند بهصورت شیمیایی آب جوی تولید کنند: هیدروژن جو با اکسیژن موجود در ماگمای سیلیکاتی واکنش داده و مولکول‌های H2O تولید میکند. به بیان دیگر، تعادل ماگما–جو — نه تنها محتوای یخی زمان شکل‌گیری — غالباً عامل تعیین‌کننده شکل‌گیری آب در جو است.
«مدل‌های ما نشان میدهند تبادل شیمیایی بین ماگما و جو عامل کلیدی در تعیین موجودی آب یک سیاره است،» می‌گوید Aaron Werlen، نویسندهٔ اصلی مقاله. کارولین دورن از ETH Zurich، رهبر پروژه، اضافه میکند که «آب روی بسیاری از سیارات فراخورشیدی بسیار محدودتر از برآوردهای پیشین خواهد بود، و بخش زیادی از آن در درون پنهان می‌شود.»
پیامدها برای اخترزیست‌شناسی و رصدها
این نتایج دامنهٔ سیاراتی را که احتمالاً آب مایع سطحی فراوان دارند تنگ‌تر میکند و جستجوی حیات خارج از منظومهٔ شمسی را پیچیده‌تر می‌سازد. شرایط قابل زیست با آب سطحی پایدار اکنون احتمالاً بر روی سیارات کوچکتر و سنگی با جوهای نازکتر متصورتر است — هدف‌هایی که از لحاظ رصدی چالش‌برانگیزتر از ساب-نپتونهای بزرگ و غنی از هیدروژن هستند که معمولاً برای مطالعهٔ جوی در اولویت قرار می‌گیرند.
این یافته‌ها همچنین تفسیر نشانه‌های طیفی که توسط رصدخانه‌هایی مانند JWST (تلسکوپ فضایی جیمز وب) اندازه‌گیری می‌شوند را تغییر میدهند. مشاهدهٔ بخار آب در جو دیگر به‌سادگی شاخص وجود اقیانوس‌های سطحی عظیم نیست؛ این بخار ممکن است نتیجهٔ شیمی ماگما–جو یا منابع سطحی محدود باشد. برای تشخیص دقیق جهان‌های واقعی اقیانوسی، احتمالاً نیاز به طیفنگاری دقیقتر و تلسکوپ‌های نسل بعدی فراتر از JWST خواهیم داشت.
دیدگاه کارشناسی
دکتر مايا آلوارز، اخترزیست‌شناس و دانشمند سیاره‌ای (NASA/Ames، با دیدگاه شخصی)، اظهار می‌دارد: «این مطالعه ما را مجبور میکند دربارهٔ این که کدام سیارات بهترین گزینه‌ها برای زیستپذیری سطحی هستند بازاندیشی کنیم. به‌جای فرض اینکه سیارات بزرگ با پوسته‌های ضخیم محل‌های آبی‌اند، باید بر همبستگی میان شیمی جو و درون تمرکز کنیم. برای رصدگران، این به معنای انتخاب هدف‌ها و معیارهای طیفی است که بتوانند محبوس‌سازی درونی را از تولید آب در جو تفکیک کنند.»
چشم‌اندازهای آینده و راهبردهای رصدی
چارچوب جدید شیمی-تکامل، مسیرهای پیگیری چندگانه‌ای را باز میکند. رصدگران باید اولویت را به طیفنگاری چندطولی (multi-wavelength) بدهند تا هم بخار آب و هم گونههای فلزی را که نشانهٔ تعامل عمیق ماگما–جو هستند، شناسایی کنند. گونههای فلزی مانند اکسیژن آزاد شده از سیلیکات‌ها، ترکیبات آهن-اکسیژن یا سیگنال‌هایی از عناصر سنگین‌تر میتوانند شاخص‌هایی باشند که نشان میدهند آب جوی بهصورت شیمیایی تولید شده یا از سطح تأمین می‌شود.
کار نظری باید شبکه‌های واکنشی را تحت مجموعهٔ وسیع‌تری از فشارها، دماها و حالت‌های اکسیداسیون (redox) اصلاح کند. واکنشهای هیدروژن-اکسیژن در حضور سیلیکات‌های مذاب میتواند مسیرهای مختلفی داشته باشد؛ برای مثال، تشکیل هیدروکسیل‌ها (OH)، آب مولکولی (H2O) یا ترکیبات هیدروژنهٔ فلزی بسته به دما و فشار متفاوت خواهد بود. مدل‌های دقیقتر میتوانند برآوردهای بهتری از نرخ‌های انتقال آب به درون و زمان‌های لازم برای محبوس‌سازی ارائه دهند.
در نهایت، نظرسنجی‌های فراخورشیدی که هدف‌شان شناسایی جهان‌های قابل سکونت است باید این امکان را در نظر بگیرند که سهم آب سطحی شبیه به زمین ممکن است مرسوم‌تر از الگوهای بسیار آبیِ پیشنهادی مدل‌های هایشن باشد. این بدان معنی است که برنامه‌ریزان مأموریتها باید ترکیب‌هایی از مشاهدات طول‌موجی، حساسیت بالا و نمونه‌برداری آماری از سیارات کوچکتر و سنگی را در اولویت قرار دهند.
نتیجه‌گیری
با وارد کردن صریح شیمی ماگما در کنار تکامل جو، مطالعهٔ به رهبری ETH Zurich انتظارها برای آب در ساب-نپتونها را به‌طور چشمگیری بازنگری میکند. سیارات بزرگِ غنی از هیدروژن کمتر احتمال دارد که اقیانوس‌های سطحی گسترده داشته باشند؛ در عوض، بخش زیادی از آب آنها بهصورت شیمیایی تبدیل شده و به درون محبوس می‌شود. پیامد عملی این است که استراتژی‌های جستجوی حیات باید همچنان روی سیارات کوچکتر و سنگی تأکید کنند و از تشخیص‌های طیفی عمیقتر و معیارهای دقیقتر برای افتراق بین آب جوی و اقیانوس‌های سطحی واقعی بهره ببرند.
منبع: scitechdaily
ارسال نظر