Художественное представление экзопланет (относящихся к суперземлям), на поверхности которых может существовать вода в жидкой или твердой форме. Справа для сравнения размеров показана Земля.
Небольшие ледяные гиганты вроде Нептуна и Урана и суперземли, покрытые ледяной или водной оболочкой, — распространенные типы экзопланет.
Большинство из них было открыто за последние 7 лет, поэтому экспериментальных данных для описания геологического строения планет этих типов пока мало. Американские ученые изучили модельную систему «H2O—SiO2» при температуре до 2100К и давлении до 111 ГПа и установили, что в ней формируются два новых водосодержащих кристаллических соединения. Это означает, что в недрах мининептунов и водных или ледяных суперземель переход между водной или ледяной и каменной оболочками может быть постепенным, а сама граница льдов и силикатов больше напоминает некоторые плавные границы в земной мантии, чем дно земных водоемов. Кремнезем (SiO2) также распространен в погружающейся к земному ядру океанической коре и формирование в ней таких водных соединений может быть важным элементом системы транспорта воды в нижнюю мантию.
Сейчас ученым известно о существовании 4266 подтвержденных экзопланет (список постоянно пополняется, актуальную информацию можно найти на сайте exoplanet.eu). Большинство из этих очень разнообразных миров было обнаружено в последнее десятилетие благодаря работе космического телескопа «Кеплер» и крупных наземных обсерваторий. А первая экзопланета, 51 Пегаса b, была обнаружена Мишелем Майором и Дидье Кело в 1995 году по косвенному признаку — изменениям в спектре ее звезды (за это открытие Майор и Кело получили в прошлом году Нобелевскую премию по физике, см. Нобелевская премия по физике — 2019, «Элементы», 10.10.2019). Дело в том, что за счет притяжения планеты звезда тоже начинает двигаться по небольшой орбите относительно общего центра масс. Определив параметры этой орбиты по допплеровскому сдвигу спектра звезды, можно получить информацию об орбите и размерах планеты. Метод допплеровской спектроскопии по понятным причинам хорошо работает с тяжелыми экзопланетами, которые сильнее притягивают свои звезды (рис. 2). В 2002 году была обнаружена первая планета (горячий Юпитер OGLE-TR-56b) с помощью транзитной фотометрии. Этот метод основан на том, что во время прохождения (транзита) планета закрывает от наблюдателя часть диска звезды, из-за чего ее светимость немного падает (см. Кривые блеска и экзопланеты). Этот метод отлично подходит для поиска в том числе и землеподобных планет. Телескоп «Кеплер» искал экзопланеты как раз транзитным методом, который на сегодня является самым плодотворным — более 75% всех экзопланет открыты именно с его помощью. Подробнее об этих и других методах поиска экзопланет можно прочитать в статье В. Сурдина Планеты иных звезд.
Рис. 2. Экзопланеты, открытые к маю 2020 года. По вертикальной оси — масса экзопланет (в массах Земли), по горизонтальной оси — орбитальный период (в земных сутках). Цветом показан способ открытия: транзитная фотометрия (transit), доплеровская спектроскопия (этот метод также называют методом радиальных скоростей, radial velocity), гравитационное микролинзирование (microlensing), прямое наблюдение (imaging), метод периодических пульсаций (pulsar timing) и другие методы (other). Описываемые в обсуждаемой статье планеты-океаны, мининептуны и ледяные гиганты имеют массы в диапазоне 1–5 земных масс и преимущественно обращаются вокруг своих звезд за 1–100 суток. График с сайта exoplanets.nasa.gov
Одна из главных особенностей Земли — океаны жидкой воды, поэтому интерес к экзопланетам, на поверхности или в атмосфере которых есть вода, вполне объясним. Сама по себе вода — очень распространенное соединение в нашей Галактике. Даже в Солнечной системе жидкая вода есть на Земле, Энцеладе и, возможно, Европе и Марсе. А Нептун, Уран, Плутон и многие объекты пояса Койпера обладают толстыми оболочками, в составе которых много водяного льда. Исходя из этого вполне логично ожидать, что экзопланеты с водой в жидком или твердом состоянии довольно широко распространены.
Современные методы поиска, помимо собственно открытия новых экзопланет, дают довольно много информации и об их характеристиках. Так, сочетание методов транзитной фотометрии и доплеровской спектроскопии позволяет оценивать массу и размер экзопланет. По этим данным на основе существующих представлений о том, как и из чего формируются планеты, можно предположить, к какому типу относится экзопланета (грубо говоря, можно просто смоделировать, какой радиус будет у планеты с данным составом и массой, а потом сравнить результаты моделирования с наблюдательными данными).
Есть несколько подходов к классификации экзопланет (см., например, List of planet types и Periodic table of exoplanets), но подробное их обсуждение заведет нас слишком далеко. С точки зрения наличия воды (или льда) и потенциальной пригодности для жизни наибольший интерес представляют планеты, которые либо близки по своим параметрам к Земле, либо не сильно ее превосходят по массе и/или размерам. Но такие планеты по астрономическим меркам очень маленькие и пока что их отрыто довольно мало — на сегодня они составляют около 4% от общего числа известных экзопланет. Строение Земли и других планет земной группы в Солнечной системе ученые более-менее себе представляют, и эти знания можно в той или иной мере распространить на похожие экзопланеты. Но даже про планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун) известно не так уж много. Получается, что об остальных 96% экзопланет — об их строении и о геологических процессах в недрах — ученые знаю совсем мало.
Около трети из найденных экзопланет приходится на так называемые суперземли — планеты с массами в диапазоне от 1 до ~10 масс Земли (эти границы до некоторой степени условны и могут отличаться в разных источниках, здесь приведен самый широкий диапазон). Для представителей этого обширного класса экзопланет в Солнечной системе даже нет аналогов: у следующего по «тяжести» после Земли Урана масса составляет ~14,5 земных. Значимую долю среди суперземель составляют мининептуны — планеты с радиусом от полутора до трех земных, плотность которых указывает на то, что в их составе должно быть много воды или льда (в виде океанов или ледяных корок). Достоверная регистрация наличия воды на далеких планетах — это очень сложная задача и, можно сказать, фронтир современной астрономии: необходимо получать высокоточные спектры излучения от планет в условиях сильной «засветки» от родительских звезд. Первая статья с таким результатом — в ней описана регистрация водяного пара в атмосфере мининептуна K2-18 b, находящегося на расстоянии 111 световых лет от нас, — была опубликована только в конце 2019 года (B. Benneke et al., 2019. Water Vapor and Clouds on the Habitable-zone Sub-Neptune Exoplanet K2-18b, см. также статью Б. Штерна К2-18 b: вода — вероятно, жизнь — едва ли).
Но пока нет наблюдательных данных, можно попробовать смоделировать условия в недрах мининептунов в лаборатории. И такие исследования ведутся разными научными группами.
Мантия и кора Земли, подобно каменным ядрам более крупных планет, состоят в основном из силикатов — минералов, в составе которых много кремния и кислорода. Типичными представителями силикатов являются соединения с формулами (Mg,Fe)2SiO4 (например, оливины и рингвудит), (Mg,Fe)2Si2O6 (например, пироксены и бриджманит), из которых и состоит большая часть земной мантии. Но на более крупных планетах, в том числе и на мининептунах, целые геологические оболочки должны быть сложены минералами, которые не встречаются на Земле или встречаются крайне редко. И одним из таких минералов, как бы необычно это не звучало, является водяной лед.
Правда, это не совсем тот лед, к которому мы привыкли. На таких планетах лед существует при очень высоких давлениях, а в льдах высокого давления молекулы воды расположены иначе, чем в том, который мы видим зимой на речке. Лед это молекулярный кристалл — его структура образована упорядоченно распложенными молекулами H2O, и в зависимости от температуры и давления водяной лед имеет разную кристаллическую структуру. Виды льда обозначают римскими цифрами, рис. 3). Так, наш самый обычный лед называется Ih — индекс подчеркивает, что этот лед относится к гексагональной сингонии (это свойство проявляется в том, что снежинка имеет шесть лучей). А вот лед VI, образующийся при комнатной температуре и давлении чуть выше 1 ГПа относится уже к тетрагональной сингонии (а снежинка при таких условиях будет иметь уже четыре луча). Лед VII с кубической структурой, обнаруженный во включении в мантийном алмазе (O. Tschauner et al., 2018. Ice-VII inclusions in diamonds: Evidence for aqueous fluid in Earth’s deep mantle), образуется при давлении ~2,2 ГПа и является важным компонентом строения геологических слоев на ледяных гигантах и суперземлях, покрытых глубокими океанами.
Рис. 3. Фазовая диаграмма воды, показывающая при каких условиях (давлении и температуре) в каком состоянии может существовать вода: зеленая область — жидкость, оранжевая — газ, синяя — твердое состояние. Римскими цифрами указаны различные кристаллические модификации льда. Рисунок с сайта en.wikipedia.org
Такие льды — очень необычные химические соединения. Они обладают абсолютно другими химическими и физическими свойствами по сравнению с привычным нам льдом I. Это означает, что кристалл льда и кристалл «обычных» силикатных пород — это очень разные кристаллы, и если они сосуществуют на большой глубине (при высоких температуре и давлении), то для реакции между ними и возникновения чего-то «среднего» нет очевидных предпосылок. Наиболее важным следствием этого будет характер границы между ледяным слоем и каменным ядром планеты: она может быть двух типов — резкой (если между льдом и силикатами не происходит химических реакций) или размытой (если лед и порода все же реагируют с образованием новых соединений, из которых будет состоять промежуточный слой).
На поверхности Земли силикаты, содержащие воду достаточно обычны. Так, при реакции оливина базальтов океанического дна с водой получаются минералы группы серпентина — например, красивый минерал лизардит Mg3(Si2O5)(OH)4. При больших давлениях в реакции силикатов магния и железа с водой получаются различные плотные водосодержащие магнезиальные фазы (DHMS — Dense Hydrous Magnesium Silicates), про которые можно почитать в статье The stability of dense hydrous magnesium silicates in Earth's transition zone and lower mantle. Но эти соединения изучались только до параметров давлений и температур, соответствующих земной нижней мантии, а их синтез производился при ограниченном количестве доступной воды, ведь целью было смоделировать процессы, аналогичные происходящим в недрах именно нашей планеты.
Данных же для описания геологии более крупных (чем Земля) планет было крайне мало. Во многом этот «пробел» вызван скоростью их открытия: о более чем 80% из них мы узнали всего лишь за последние 7 лет. Даже самые простые, модельные, системы вроде «SiO2—H2O» при давлениях выше десятка гигапаскалей не были изучены. Дело в том, что кристалл SiO2 состоит только из соединенных вершинами кремнекислородных тетраэдров (элементов SiO4, имеющих форму трехгранной пирамиды), которые являются базовым строительным блоком для всех остальных силикатов. Поэтому то, что будет происходить с кристаллической структурой SiO2 при повышении давления и температуры, может быть экстраполировано на потенциальные природные Mg—Fe силикаты, изучать которые сложнее. По некоторым данным при ~10 ГПа в структуру высокобарной модификации диоксида кремния стишовита может входить до 3,2% H2O, но больше ничего известно толком и не было.
Наконец недавно в журнале PNAS была опубликована статья группы американских ученых из университетов Чикаго и Аризоны, в которой взаимодействие между льдом и кремнеземом было изучено до температуры 2100К и давления 111 ГПа. Оказалось, что H2O и SiO2 реагируют при этих давлениях и температурах с образованием двух новых кристаллических соединений. Эксперименты проводились в ячейках с алмазными наковальнями (рис. 4), а структура кристаллов определялась методом рентгеновской дифракции. Диапазон давлений и температур был выбран не случайно: именно при таких условиях должны граничить льды и силикаты на мининептунах и небольших ледяных гигантах.
Рис. 4. Схема ячейки с алмазными наковальнями. Материал для синтеза соединений помещается в дырочку в центре рениевой пластинки (серая), затем давление увеличивается за счет равномерного закручивания винтов. Рубин служит для мониторинга давления: при его повышении кристаллическая структура рубина упруго деформируется, степень деформации можно отследить по сдвигу одного из пиков на спектре комбинационного рассеяния, а по этим данным можно рассчитать давление в ячейке. Отверстия в алмазах сверху и снизу позволяют рентгеновскому излучению проходить через изучаемый образец. Рисунок с сайта ru.wikipedia.org
Ячейки с алмазными наковальнями — популярный метод исследования вещества при высоких давлениях и температурах. Изучаемый образец или исходные вещества для его синтеза помещаются между плоских головок двух алмазов, закрепленных на металлических половинках ячейки. Чем меньше головки алмазов и, соответственно, изучаемый образец — тем большее давление можно создать, вручную затянув винты, стягивающие половинки вместе. В обсуждаемом исследовании в качестве исходного материала в ячейку помещались гидрогель (hydrogel) кремнезема, кварцевое стекло или стишовит (в зависимости от опыта).
После загрузки исходных веществ и набора давления, ячейка устанавливалась на линии американского синхротрона APS, так как для определения кристаллических структур таких небольших сильно нагретых образцов требуется мощный источник рентгеновского излучения. Нагрев более чем до двух тысяч кельвинов осуществлялся с помощью лазера. В таких системах температуру рассчитывают по интенсивности теплового излучения, чем обусловлены большие погрешности (как, например, на рис. 5, А).
Рис. 5. А — результаты экспериментов, нанесенные на диаграмму «давление—температура». Желтым цветом показаны составы, в которых отмечена фаза Ct (структурный тип CaCl2), синим — фаза Nt (структурный тип никелина). Черной вертикальной линией обозначена граница появления фазы Nt, пунктирами — границы соединений в безводной системе. В — предполагаемая фазовая диаграмма для системы SiO2—H2O при температурах 1400–1500 К. По вертикальной оси — давление, по горизонтальной — молярная доля H2O в соединении. Stv — стишовит. Графики из обсуждаемой статьи в PNAS
В результате после расшифровки данных оказалось, что при повышении температуры и давления появляется два новых водосодержащих химических соединения. При меньших давлениях возникает кристаллическая структурах типа CaCl2, а при больших — типа никелина (рис. 5, 6).
Рис. 6. Кристаллические структуры полученных в обсуждаемой работе веществ. Stv — стишовит, Сt — CaCl2, At — α-PbO2, Nt — никелин. Красным показаны атомы кислорода, зеленым — атомы кремния, розовым — атомы водорода. Белым обозначены вакансии в позиции кремния (отсутствие атома на своем месте в структуре). Рисунок из обсуждаемой статьи в PNAS
Вернемся теперь к планетам.
Дно земных океанов — это отчетливая граница между водой и каменной породой, покрытой слоем осадков. В самой глубокой точке — на дне Марианской впадины — давление составляет ~108,6 МПа. Но на водных суперземлях и мининептунах толщина водяного покрова может достигать сотен километров, а давление на таких глубинах будет измеряться уже многими ГПа. При давлении 1 ГПа вода превращается в лед уже при комнатной температуре. Поэтому с определенных глубин (в зависимости от солености и температуры) на мининептунах жидкая вода должна превращаться в лед, с которым и будут граничить горные породы. На более крупных и/или холодных планетах, вроде Урана и Нептуна, эта граница тоже существует, но только без жидкого океана — атмосфера на них граничит непосредственно с ледяным слоем, а он — с каменным ядром.
Открытие двух новых высокобарических соединений воды и кремнезема позволяет по-новому построить модели границы «порода—лед» для мининептунов. Традиционно предполагается, что слои льда и горных пород если и смешиваются, то только механически, вроде того, что мы видим на Земле в зонах многолетней мерзлоты. Поведение льда и горных пород там можно описать такой аналогией: если насыпать в стакан слоями небольшие синие и красные пластиковые шарики, то на границе слоев они немножко перемешаются, но цвета слоев от этого не изменятся — они по-прежнему останутся красными и синими (иными словами, сильного перемешивания или чего-то вроде диффузии не происходит).
Но если теперь учесть соединения, обозначенные в обсуждаемой статье как h-Ct и h-Nt, и предположить, что существуют их магнезиальные и железистые аналоги (что более чем вероятно), то получится, что для некоторых планет граница ледяной и каменной оболочек может быть размытой и постепенной: между чистым льдом и «сухой» силикатной породой будет существовать достаточно толстый промежуток водосодержащих силикатов. Продолжая аналогию, можно сказать, что в таком стакане с шариками картина будет совсем иная: между красным и синим слоем возникнет слой фиолетовых шариков двух сортов — светло-фиолетовые наверху (h-Ct) и темно-фиолетовые внизу (h-Nt).
Так, для экзопланеты TRAPPIST-1 c предполагается, что такая граница существует при давлении в 25 ГПа, а для TRAPPIST-1 f — при 120 ГПа, что как раз соответствует диапазону параметров, при которых производился синтез в обсуждаемом исследовании.
Получившиеся результаты не являются чем-то совсем уж невероятным. При повышении давлений вода (а точнее — водород, протоны) отлично входит в структуры земных минералов в системе Mg–Fe–Si–O, что и отмечают авторы в самом начале статьи. Но до недавних пор (до открытия экзопланет и прогресса в изучении Урана и Нептуна) большое и сложное исследование системы Si–O–H при внеземных параметрах было трудно оправдать. Также нужно подчеркнуть, что чистый SiO2 совершенно точно отсутствует на границе «порода—лед» на обсуждаемых экзопланетах. Получившиеся соединения и процессы являются не более чем иллюстрацией того, что может происходить в недрах мининептунов. Но точные ингредиенты этих процессов нам пока еще предстоит установить. Вместе с тем, полученные данные имеют и прямое геохимическое применение: чистый кремнезем является достаточно распространенным соединением в погружающейся в земную мантию океанической коре, которая, по сейсмическим данным, в конце концов достигает границы между ядром и мантией, где давление превышают 130 ГПа. Так как в таких фрагментах коры достаточно много воды, изученные водные соединения h-Ct и h-Nt могут быть важным элементом системы транспорта воды в нижнюю мантию. Авторы об этом скромно заявляют лишь в самом конце статьи, ведь спекуляции об экзопланетах привлекают гораздо больше внимания.
Источник: Carole Nisr, Huawei Chen, Kurt Leinenweber, Andrew Chizmeshya, Vitali B. Prakapenka, Clemens Prescher, Sergey N. Tkachev, Yue Meng, Zhenxian Liu, and Sang-Heon Shim. Large H2O solubility in dense silica and its implications for the interiors of water-rich planets // PNAS. 2020. DOI: 10.1073/pnas.1917448117.