Is i solsystemet

av Jan-Erik Ovaldsen · Publisert 22. november 2012

I dagliglivet betyr is enkelt og greit frosset vann. Planetforskerne må derimot forholde seg til mange flere og mer uvanlige former for is. Is, uansett hvilken type, finner vi selvsagt mest av i solsystemets ytre og kalde deler. Men observasjoner tyder sterkt på at det er is på Merkur, planeten som ligger aller nærmest Sola og som har en maks-temperatur på hele 430 grader! Hvordan er det mulig? Bli med på en isete reise fra innerst til ytterst i solsystemet vårt.

Vannis er frosset vann. I planetologien, læren om planetsystemet, befatter astronomene seg også med andre og mer eksotiske typer is. Noen få eksempler er is av nitrogen, karbondioksid, ammoniakk og metan. Slike grunnstoffer og kjemiske forbindelser med lavt kokepunkt kalles volatiler av planetforskerne.

Prosessene som skapte solsystemet for drøyt 4,5 milliarder år siden, var med å fordele de ulike istypene. Nær Sola var det selvsagt altfor varmt til at is av vann og andre stoffer kunne eksistere. I stedet samlet steinmateriale og metaller seg der og dannet små, faste planeter. Lenger ut, omtrent fra der asteroidebeltet er i dag, var temperaturen lav nok til at stoffer kunne kondensere til is og danne kjernene til de store gassplanetene og månene deres. I enda fjernere deler av solsystemet, i det astronomene kaller Kuiperbeltet og Oort-skyen, samlet restene fra solsystemets skapelse seg: små og store legemer av stein og is, deriblant kometer.

Men hvordan kan det ha seg at det i dag finnes is på Jorda, Mars og kanskje til og med glohete Merkur, som ligger aller nærmest Sola?

Objektene er i skala, men ikke avstandene. Til solsystemet vårt hører også millioner av mindre stein- og islegemer i store avstander fra Sola. Figur: NASA

Det er to hovedkilder til isen vi observerer i det indre solsystem i dag, nemlig planetene selv og nedslag av isfylte kometer og asteroider milliarder av år tilbake. For å ta det første først: Etter hvert som Merkur, Venus, Jorda og Mars utviklet seg, slapp vulkaner ut gasser fra deres indre. Gassene gav de unge planetene en atmosfære, som bidro til å utjevne den store temperaturforskjellen mellom dag- og nattsiden. På noen av planetene kondenserte vanndampen i atmosfæren slik at den falt ned som regn og – når planetoverflaten hadde kjølnet tilstrekkelig – dannet hav. Hver av de fire indre planetene har sin egen utviklingshistorie som er med å bestemme hvorvidt den har is i dag eller ikke.

Det indre solsystem

Områder på Merkur som reflekterer radarsignaler (gult), sammenfaller med kratre som ligger i konstant skygge. Foto: NASA

Merkur var sannsynligvis for lite massiv til at gravitasjonskraften kunne holde på en atmosfære. Fordi den var så liten, kjølnet den raskt etter dannelsen, så vulkanske prosesser kan ha stoppet opp tidlig og dermed unnlatt å fornye atmosfæren. I tillegg er Merkur solsystemets innerste planet. Den kraftige solvinden eroderte vekk den tidlige atmosfæren, og i dag fortsetter Sola å varme opp overflaten til temperaturer som er altfor høye til at vann kan kondensere eller til at is kan eksistere unntatt i helt bestemte områder. Merkurs rotasjonsakse heller nemlig bare 0,1 grader, noe som betyr at dype kratre nær polene ligger i permanent skygge og dermed er konstant kalde. Vannis reflekterer radarbølger effektivt, og funn av lyse områder på radarbilder av Merkurs poler tyder på at det faktisk kan finnes frosset vann i dype kratre der.

Venus er offer for en løpsk drivhuseffekt, der en ekstremt tett atmosfære bestående av 97 prosent karbondioksid sørger for en konstant overflatetemperatur på over 460 grader. Is kan umulig eksistere der.

Hubbard-isbreen i Alaska. Foto: R. Gendler

Jorda fikk sine hav da overflaten kjølnet og vanndampen i den tidlige atmosfæren kondenserte og falt som regn. Vår egen planet utviklet etter hvert en nitrogen- og oksygenrik atmosfære, som vha. små mengder drivhusgasser modererer innstrålingen fra Sola om dagen og holder på varmen om natta. Det finnes store mengder vann her, og derfor også vannis. Når det gjelder andre typer is, kunne karbondioksid og ren ammoniakk (begge med frysepunkt på ca. −78 grader) eksistert i isform på de aller kaldeste stedene på Jorda hadde det ikke vært for at stoffene selv ikke finnes i tilstrekkelige mengder i naturen. Det er verdt å merke seg at i varmere perioder av Jordas geologiske historie fantes det ikke is på overflaten, mens isen i kaldere perioder dekket store deler av kloden.

Mars hadde på et tidlig stadium et varmere og våtere klima enn i dag. Atmosfæren var tykkere og det rant flytende vann på overflaten. I takt med at planetens indre kjølnet, avtok vulkanismen og atmosfæren ble gradvis tynnere. Dagens atmosfære består for det meste av drivhusgassen karbondioksid, men fordi den er så tynn og avstanden til Sola er så stor, er Mars en kald planet. Temperaturen kan synke ned mot −140 grader, mer enn kaldt nok til å fryse vann og karbondioksid.

Mars’ sørlige polkalott om sommeren. Foto: NASA/JPL/MSSS

Hva skjedde så med alt vannet som før fantes på overflaten? Noe fordampet på grunn av det lave overflatetrykket og slapp ut i verdensrommet, men det eksisterer fortsatt store mengder i frossen form rundt polene og under bakken som permafrost. Mars har dessuten en annen type is, karbondioksidis, også kjent som tørris. Planeten har årstider, og om vinteren er det så kaldt at karbondioksid i atmosfæren fryser til is, som legger seg på bakken, hovedsakelig i polområdene. Når sommeren kommer, går karbondioksidisen direkte over til gass igjen (stoffet sublimerer). Endringer i polkalottenes utbredelse kan faktisk lett observeres i et amatørteleskop.

Visse områder på Månens sørpol ligger i konstant skygge. Foto: NASA/JPL/USGS

Månen har ingen atmosfære, og overflatetemperaturen varierer mellom ca. −230 og +120 grader. Verken is eller vann kan vanligvis eksistere under slike forhold. Men akkurat som for Merkur finnes det dype kratre nær polene hvor sollyset aldri når ned. Månesonder fra flere land har funnet sterke indisier på vann i isform i slike områder, samt vann bundet i det løse steinmaterialet (regolitt) som dekker mye av måneoverflaten. Mesteparten av isen på Månen antas å stamme fra nedslag av kometer, og dette er nettopp den andre sannsynlige kilden til vannet og isen på klodene i det indre solsystem.

Det ytre solsystem

Komet Hartley 2 fotografert i 2010 i en avstand av 700 km. Oppvarmingen fra Sola gjør at gass og støv spruter ut fra kometkjernen. Foto: NASA/JPL-Caltech/UMD

Kometer er store «skitne snøballer» bestående av støv, steinpartikler og vannis, samt is av metan, ammoniakk, karbondioksid, svovel, hydrogensulfid m.m. Kometer har meget avlange baner og tilbringer mesteparten av tiden i solsystemets kalde, ytre deler. I milliarder av år har millioner av disse kollidert med planeter og måner og bragt med seg vannis og andre stoffer. Jorda har definitivt fått en del av vannet sitt fra kometer, og astronomene tror mye av isen på Månen og Merkur har sitt opphav i disse kosmiske snøballene. (Enkelte forskere postulerer for øvrig at mikroorganismer i kometene som slo ned på Jorda, var opprinnelsen til livet her, men det er en annen historie.)

Figur: Lunar and Planetary Institute

Det er enklere å forklare isen på klodene i det ytre solsystem, siden det alltid har vært kaldt nok der til at vann og flere andre stoffer har kunnet fryse til is. Av de fire ytre planetene er det Uranus og Neptun som inneholder mest is. Disse kjempene har begge en svært tykk «ismantel» av vann, ammoniakk og metan, skjønt den består ikke av is i vanlig forstand, men derimot en såkalt superkritisk væske der stoffene er under høyt trykk og høy temperatur. Det er nemlig slik at planetforskerne bruker betegnelsen is om volatiler med smeltepunkt over ca. −173 grader selv om stoffene ikke alltid eksisterer som is i tradisjonell betydning.

I likhet med Uranus og Neptun har gasskjempene Jupiter og Saturn enkelte istyper i de øvre atmosfærelagene – skyer av frosset ammoniakk, vann og ammoniumhydrosulfid – men ikke i sine indre. Det må også nevnes at partiklene i Saturns storslåtte ringsystem består av over 90 prosent vannis.

Jupiter-månen Europas iskappe og underliggende hav. Enkelte forskere mener det finnes store lommer med vann også i selve iskappen. Figur: Britney Schmidt/Dead Pixel VFX/Univ. of Texas

De mange månene rundt de ytre planetene er stort sett oppbygd av is og stein. For eksempel har Jupiters måne Europa en tykk skorpe av vannis, som flyter oppå et saltvannshav. Store Ganymedes er sammensatt av omtrent like deler vannis og stein (silikater), og det samme gjelder Callisto, som i tillegg antas å ha små mengder ammoniakkis og karbondioksidis.

Også Saturns mange satellitter inneholder store mengder vannis. Mimas og Tethys består nesten utelukkende av vannis, mens isandelen for Iapetus og Rhea er ca. 75 prosent, og for Dione, Enceladus (med sine isvulkaner) og Titan omtrent 50 prosent. Som på andre kloder så langt fra Sola, er isen så kald at den bokstavelig talt er steinhard.

Isvulkaner på Saturn-månen Enceladus fotografert av Cassini-sonden i 2009. Foto: NASA/JPL/SSI

Månene til fjerne Uranus og Neptun er mindre studert, men ventes å være bygd opp av stein og store mengder is. Neptuns store måne Triton er, som Enceladus, geologisk aktiv. Vann og nitrogen slipper ut fra bakken og dekker planeten med et svært reflekterende islag.

Lengst vekk

Enda lenger ut i solsystemet er klodene forholdsvis små, men desto mer tallrike, kaldere og med større andeler is. Første sjanse til å observere et Kuiperbelte-objekt på nært hold er vha. romsonden New Horizons noen år etter at den har fløyet forbi og studert Pluto i 2015. Et passende objekt er enda ikke funnet, men astronomene har fortsatt noen år på seg før Pluto er passert og en ny kurs kan stakes ut.