Streven. Jaargang 15

[p. 663]

Wetenschappelijke kroniek
De atmosfeer van de aarde en de planeten
F. Bertiau S.J.

ALLE sterren van het heelal hebben een atmosfeer, en bijna steeds bestaat deze uit dezelfde scheikundige elementen in gelijke verhoudingen. De elementen welke men aan het oppervlak van de zon waarneemt, komen daar in bijna gelijke verhoudingen voor als in de andere sterren waarvan men de atmosfeer reeds bestudeerd heeft. Op de zon en in het heelal is waterstof, het lichtste en eenvoudigste element in de natuur, ook veruit het meest frequent aanwezige element: 95 of 96%. Helium, dat op de tweede plaats komt, neemt op de zon nauwelijks een paar procent in, op de sterren nog minder. Alle overige elementen vertegenwoordigen samen niet meer dan één procent. Hoe zwaarder de elementen zijn, des te geringer is hun procentuele aanwezigheid (abondantie); vanaf de zeldzame metalen is de abondantie van de heel zware elementen echter min of meer dezelfde.

Is dit ook zo voor de aarde? Is deze frequentieschaal van de elementen, welke we in de kosmos vinden, ook terug te vinden in de atmosfeer van de aarde en in de aardkorst? En vooraf: is de samenstelling van de aardkorst dezelfde als die van de aardatmosfeer?

Er bestaan gegronde redenen om aan te nemen dat het inwendige van de sterren, wat de scheikundige samenstelling betreft, niet essentieel verschilt van hun atmosfeer. Een ster is geen vast lichaam en de turbulente menging welke onophoudelijk plaats heeft in het inwendige en aan het oppervlak, doet de verschillen in samenstelling geleidelijk verdwijnen. Op de aarde is dit niet het geval. De wisselwerking tussen aardkorst en atmosfeer is niet te vergelijken met zulk een voortdurende menging. Hoogstens kan men spreken van een langzame verdamping.

Wanneer we de scheikundige elementen die in de aardkorst voorkomen, rangschikken volgens hun abondantie, dan merken we dat de metalen onderling hier praktisch dezelfde abondantie-curve vertonen als in de zon en de sterren. Daarentegen wijkt de abondantie van de niet-metalen, zoals waterstof, helium, zuurstof enz., sterk af van die op de zon. Er is veel te weinig waterstof en helium op de aarde. En dit geldt niet alleen voor de aardkorst afzonderlijk, maar ook voor de aardkorst en de oceaan samen en ten slotte ook voor de atmosfeer. Vroeger dacht men dat helium en waterstof, omdat ze zo licht zijn, zich misschien opgehoopt hadden in de bovenste lagen van de atmosfeer. Recente onderzoekingen in deze hogere luchtlagen hebben echter bewezen dat dit niet juist is: ook in de lucht, zelfs op grote hoogte, is er weinig helium en waterstof.

Hoe komt het dat de abondantie van de metalen op de aarde wel overeenkomt met die in de kosmos, en die van de lichtere elementen niet? De meest voor de hand liggende verklaring is, dat de aarde het grootste gedeelte van haar waterstof- en heliumvoorraad verloren heeft gedurende haar vier en half miljard

[p. 664]

jarig bestaan. De aarde verdampt zachtjes aan. Om de samenstelling van de atmosfeer beter te begrijpen is het nuttig, het mechanisme van deze verdamping even van naderbij te bekijken.

Op het eerste gezicht schijnt het merkwaardig dat de aarde een atmosfeer bezit. Zoals alle gassen bestaat ook de lucht uit een ontelbaar aantal moleculen, die met een grote snelheid heen en weer bewegen en voortdurend met elkaar in botsing komen. Bij een temperatuur van nul graden bewegen waterstofmoleculen zich met een gemiddelde snelheid van 1,90 km/sec. Onder dezelfde voorwaarden beweegt helium zich met een snelheid van 1,36 km/sec; zuurstof, stikstof, waterdamp en koolzuur daarentegen halen respectievelijk 0,47, 0,51, 0,63, 0,41 km/sec. Wegens hun grote snelheid trachten gasdeeltjes, als ze daartoe de kans krijgen, steeds een groter volume in te nemen en men zou dus verwachten dat ze geneigd zijn de interplanetaire ruimte op te vullen in plaats van een laag rond de aardkorst te vormen. De reden waarom dit niet gebeurt, is eenvoudig. Wanneer men een kogel loodrecht naar omhoog afschiet, dan moet zijn beginsnelheid groter zijn dan 11,7 km/sec, indien men wil dat hij niet op de aarde terugvalt. M.a.w. de aantrekkingskracht van de aarde is zo groot, dat ze niet alleen de oceanen, maar ook de atmosfeer vasthoudt. Om de aarde voor goed te kunnen verlaten, moeten gasdeeltjes zich met een grotere snelheid bewegen dan 11,7 km/sec.

In feite is het nog ingewikkelder: Gasdeeltjes bewegen niet altijd met precies dezelfde snelheid. Wegens de voortdurende botsingen kunnen ze praktisch stil vallen of uitzonderlijk zeer hoge snelheden bereiken, zelfs wanneer hun gemiddelde snelheid klein is. Men zegt: de snelheden van de deeltjes beantwoorden aan een Maxwellse verdeling. Dit betekent dat de meeste deeltjes ongeveer alle dezelfde snelheid bezitten; maar dat iedere andere snelheid mogelijk is, alhoewel minder frequent. Snelheden die drie- of viermaal groter zijn dan de gemiddelde komen slechts zeer zelden voor.

Jeans rekende uit dat een planeet, om haar atmosfeer te bewaren, zo massief moet zijn, dat de gemiddelde snelheid van de gasdeeltjes welke de atmosfeer samenstellen, minstens 4 maal kleiner moet zijn dan de ‘kritische snelheid’ van de planeet, d.i. de snelheid die een kogel in staat stelt het oppervlak van de planeet voor goed te verlaten. In dat geval zijn er zo weinig gasdeeltjes die toevallig een voldoende snelheid hebben om te ontsnappen, dat de atmosfeer praktisch niet verdampt. Als de gemiddelde snelheid van de gasdeeltjes 4 maal kleiner is dan de kritische snelheid van de planeet, dan heeft de atmosfeer ongeveer vijftig duizend jaar nodig om te verdampen. Als de gemiddelde snelheid 5 maal kleiner is, dan verdampt de atmosfeer slechts in 25 miljard jaar.

De gravitatie of aantrekkingskracht is dus de kracht die de atmosfeer samenhoudt. Natuurlijk zijn er nog andere factoren die de verdamping van de atmosfeer beïnvloeden. Lichtere elementen, zoals waterstof en helium, die gemiddeld sneller bewegen dan zuurstof en stikstof, zullen ook sneller verdampen. In een gasmengsel is de energie van de verschillende gasdeeltjes gemiddeld dezelfde. Aangezien de energie gelijk is aan het halve produkt van de massa maal het kwadraat van de snelheid, bewegen de zwaardere deeltjes trager dan de lichtere. Een zwaarlijvig man verbruikt meer energie om even snel te lopen als een normaal man. Dat vooral waterstof en helium uit de atmosfeer verdwenen zijn, is dus niet zo merkwaardig. Het zijn de lichtste elementen. Kuiper spreekt daarom van de ‘proto-aarde’, een aarde die vier miljard jaar geleden nog rijk was aan

[p. 665]

waterstof en waarvan de atmosfeer wegens het verdampingsproces geslonken is tot de aardatmosfeer zoals we die nu kennen.

De verdamping wordt versneld door een hoge temperatuur. Planeten die dicht bij de zon bewegen, verliezen hun atmosfeer sneller dan planeten aan de buitenrand van het zonnestelsel. De atmosfeer van onze aarde mag men vrij stabiel noemen. Haar temperatuur is laag genoeg om de verdamping onmogelijk te maken. Maar waarschijnlijk was dit niet het geval tijdens het vormingsproces van de aarde. De aarde heeft een periode van grote verhitting gekend, gedurende welke de aardkorst smolt en daarna langzaam afkoelde. Tijdens deze periode is het grootste gedeelte van de aardatmosfeer ontsnapt.

Dit verdampingsproces heeft de aarde niet alleen waterstof- en helium-arm gemaakt, maar ook andere elementen verdwenen mee. Alleen de metalen met hun hoog moleculair gewicht konden niet ontsnappen. En dit verklaart dan dat ze nog steeds dezelfde abondantiecurve vertonen als in de sterren en de zon.

De merkwaardigste eigenschap van de aardatmosfeer is haar hoog gehalte aan zuurstof. Niet minder dan een vijfde van onze atmosfeer is zuurstof. Dit feit, dat uiterst belangrijk is voor de verklaring van het leven op aarde, is waarschijnlijk te danken aan twee verschillende processen, beide onder invloed van het zonlicht. Het eerste proces is de bladgroenwerking van bomen en planten, die de koolstof opneemt in de plant, het koolzuur omzet in vrije zuurstof en de atmosfeer voortdurend verrijkt. Het tweede, waarschijnlijk belangrijkste proces is de ontbinding van waterdamp door het ultraviolet licht van de zon, de zgn. fotodissociatie. Wanneer het sterke ultraviolette licht in de buitenste lagen van de atmosfeer, de exosfeer (500 km en meer boven de aardkorst), een watermolecule treft, valt deze uit elkaar en omdat het waterstofatoom een veel grotere snelheid bezit dan het zuurstofatoom bestaat er kans dat in dit uiterst ijl gedeelte van de atmosfeer waterstof ontsnapt vóór dat ze zich met een ander zuurstofdeeltje kan verbinden. Men heeft berekend dat de fotodissociatie al de zuurstof van onze atmosfeer in ongeveer een miljard jaar kan voortbrengen.

Hieruit blijkt duidelijk dat een zuurstofrijke atmosfeer een zeldzaam geval is: Planeten die zeer massief zijn, zullen waterstof beter vasthouden en zuurstof krijgt geen kans om als afzonderlijke molecule te blijven bestaan. Wanneer een planeet integendeel te licht is, ontsnapt niet alleen de waterstof, maar ook de zuurstof.

Of een planeet of een satelliet, die rond een planeet draait, een atmosfeer bezit of niet, kan men bijna voorspellen, zelfs zonder naar de hemel te kijken, wanneer men slechts de andere fysische eigenschappen van het hemellichaam kent. Welke zijn de belangrijkste factoren die een rol spelen?

In de eerste plaats de massa van de planeet. Planeten die veel zwaarder zijn dan de aarde, zoals Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus (319, 95, 14 en 17 maal de massa der aarde) zijn zo massief, dat hun atmosfeer geen kans heeft om te ontsnappen. Waarschijnlijk is er dan ook geen heel groot verschil tussen de protoplaneet en het tegenwoordige hemellichaam. Hun kritische snelheid (61, 37, 22, 25 km/sec) is, vergeleken met de gemiddelde snelheid van waterstofatomen zo hoog, dat hun atmosfeer geen kans heeft te ontsnappen, zelfs niet in de tijd toen deze planeten veel heter waren. De waarneming confirmeert de berekening volkomen: Jupiter, de zwaarste onder de planeten, heeft een

[p. 666]

dikke ondoorzichtige atmosfeer, die in 10 uur en 50 min. rond haar as draait. Dat we hier met een atmosfeer te maken hebben en niet met een vast lichaam, blijkt onder meer hieruit dat het evenaarsgebied van Jupiter sneller draait dan de meer polair gelegen streken. Spectroscopische studies waarbij men het licht van de planeet ontleedt, hebben aangetoond dat de atmosfeer (zoals waarschijnlijk geheel de planeet zelf) uit waterstof en waterstof verbindingen bestaat. Aanwezigheid van metaan en ammonium heeft men kunnen aantonen dank zij de typische banden van deze moleculen in het infrarood. Deze twee moleculen schijnen in de vier massieve planeten de rol over te nemen van waterdamp op de aarde. Van zuurstof heeft men geen spoor gevonden, tenzij in Uranus en dan nog in een uiterst geringe hoeveelheid. Het is best mogelijk dat de atmosfeer van deze planeten helium bevat, maar technisch is het heel moeilijk dit element spectroscopisch aan te tonen.

Lichtere planeten of satellieten hebben ofwel een ijle atmosfeer, ofwel helemaal geen; de meeste hemellichamen van het zonnestelsel, zoals de maan, Mercurius, alle asteroïden en de meeste manen van Jupiter en Saturnus, hebben helemaal geen atmosfeer, omdat hun massa te klein is. Op de maan b.v. is de kritische snelheid 2,5 km/sec, dus vier maal minder dan op de aarde. Een atmosfeer die men in samengeperste vorm naar de maan zou transporteren, zou daar onmiddellijk ontsnappen. Alleen zeer zware gassen, zoals koolzuur of waterdamp, zouden een kans hebben om er een korte tijd in de vorm van een atmosfeer te blijven hangen, indien er geen andere spelbreker was.

Deze spelbreker is de temperatuur. Wanneer de temperatuur van een gas stijgt, stijgt de snelheid van de gasdeeltjes eveneens. Hun kans om de kritische snelheid te bereiken wordt veel groter. De snelheid van gasdeeltjes verdubbelt b.v. wanneer de temperatuur van 0° C stijgt tot 113° C. Dit betekent dat de kans voor een planeet om een atmosfeer te hebben, in tweede instantie gaat afhangen van haar afstand tot de zon. Mercurius b.v., die zich op een derde van de afstand aarde-zon bevindt, is bijgevolg veel heter dan de aarde: een cm² ontvangt 9 maal meer zonnestraling dan een cm² op het aardoppervlak. Het is dan ook geen wonder dat deze planeet geen atmosfeer bezit. Wegens haar uiterst langzame omwenteling om haar as (een ‘maan-dag’ duurt 29,5 dagen) en om reden van de slechte geleidbaarheid van de stof die haar oppervlak bedekt, wordt de maan midden op de dag zeer heet: de temperatuur stijgt tot 120° C, zodat de gemiddelde snelheid van de gasdeeltjes er tweemaal groter is dan op de aarde. De maan schijnt alle eigenschappen te hebben, nodig om zich tegen een eventuele invasie van aardbewoners te verzetten, Alleen in het begin en op het einde van de ‘maan-dag’ is de temperatuur draaglijk.

Dat sommige satellieten die niet zoveel zwaarder zijn dan de maan, toch een atmosfeer hebben zoals Jupiter III en Titan, beide ongeveer tweemaal zo zwaar als de maan, is uitsluitend aan hun lage temperatuur te danken. De planeet Pluto, de verst afgelegen planeet, die nog steeds een probleem is voor de astronomen, kan theoretisch een atmosfeer hebben: haar massa, die waarschijnlijk driemaal groter is dan de massa van de maan, en haar lage temperatuur plaatsen haar onder de kandidaten voor een atmosfeer. Het zou bijzonder belangwekkend zijn indien men eventueel een atmosfeer van deze planeet zou kunnen opsporen en vooral spectrografisch ontleden. Pluto is wellicht gecondenseerd uit de meest naar buiten gelegen gedeelten van de wolk waaruit de zon en de andere planeten ontstaan zijn. Het is nog steeds een omstreden vraag of het centraal gedeelte

[p. 667]

van deze wolk uit dezelfde stoffen samengesteld is als de meer naar buiten gelegen gedeelten. De atmosfeer van Pluto zou hierop een antwoord kunnen geven.

Om zich een juist idee te vormen van het zonnestelsel en zijn potentialiteiten t.o.v. het leven, is het nuttig te zien hoe de temperatuur van een zwart oppervlak, blootgesteld aan een loodrechte ongehinderde bestraling van de zon, afneemt wanneer men de verschillende planeten rangschikt volgens hun afstand van de zon. Op de afstand Mercurius-zon is die temperatuur 360°, op de afstand Venus-zon 191°, enz.

Mercurius: 360°

Venus: 191°

Aarde: 121°

Mars: 46°

Jupiter: - 100°

Saturnus: - 146°

Uranus: - 193°

Neptunus: - 201°

Pluto: - 210°

Aangezien het inwendige van de planeten zelf geen bron meer is van een hoge temperatuur zoals in de tijd toen ze nog in vloeibare toestand verkeerden, mag men met vrij grote zekerheid aannemen dat in de hogere luchtlagen, dus in de exosfeer, de werkelijke temperaturen niet veel lager zijn dan de theoretische. Er zijn nog andere factoren die de aanwezigheid van een atmosfeer beïnvloeden: de rotatiesnelheid van het hemellichaam en zijn albedo, d.w.z. het vermogen om de zonnestralen te weerkaatsen. Een snelle rotatie om een as die bijna loodrecht op de ecliptica staat, maakt dat de hete middaguren ingekort worden en dat de temperatuur dus niet te hoog stijgt. Als anderzijds de planeet het licht van de zon zeer sterk weerkaatst, gaat een groot gedeelte van de zonnewarmte voor de planeet verloren en de atmosfeer verwarmt minder sterk.

Als men al het voorgaande wiskundig uitdrukt, kan men een formule opstellen die de kansen op aanwezigheid voor een atmosfeer vrij nauwkeurig bepaalt. Het blijkt dan dat Mars juist op de grens ligt van de planeten die een atmosfeer kunnen hebben.

Mars, de eerste buitenplaneet, heeft de mensheid steeds geïntrigeerd. Hij verschijnt aan de hemel als een rode planeet. De afstand van de aarde tot Mars varieert zeer sterk. In 1956 b.v. was de afstand de kleinst mogelijke en bedroeg slechts 56 miljoen km, of 147 maal de afstand aarde-maan. In deze periode werd Mars, die toen in helderheid slechts door Venus werd overtroffen, over heel het zuidelijk gedeelte van de aardbol druk bestudeerd, vooral in Zuid-Afrika, waar Sipher en Finsen kleuropnamen maakten door telescopen met zeer lange brandpuntsafstand, zodat alle details goed zichtbaar werden.

We zullen ons hier beperken tot die eigenschappen die betrekking hebben op de atmosfeer van deze buurplaneet. Het oppervlak van Mars is 3,5 maal kleiner dan het aardoppervlak. Omdat er geen zeeën of oceanen zijn, betekent dit dat het vaste, woestijnachtige, land op Mars ietwat kleiner is dan het vaste land op de aarde. Mars bezit een ijle atmosfeer. De hoogte van een Marsbarometer, gevuld met kwik is 17 cm, terwijl hetzelfde instrument op de aarde 76 cm zou aanwijzen. Er vormen zich wolken in de Marsatmosfeer, die echter nooit

[p. 668]

een groot gedeelte van het oppervlak afschermen. Men is het er zowat over eens dat de wolken uit ijskristallen bestaan. Van zuurstof vond men geen spoor in de atmosfeer; koolzuur komt voor in zeer geringe hoeveelheden en uit een studie van de polarisatie van het licht heeft men geconcludeerd dat de atmosfeer voornamelijk uit stikstof en een klein percent argon bestaat. De typische ijskappen op de pool tijdens de Marswinter bestaan waarschijnlijk uit een dun laagje ijskristallen, niet meer dan een paar cm dik, dat gedurende de lente snel wegsmelt. Al het water van de poolkappen volstaat niet om een van de grote meren van Zwitserland te vullen. Mars is de enige planeet die een atmosfeer bezit en waarvan men tegelijk het oppervlak kan zien.

De planeet, die het sterkst op de aarde gelijkt, is echter niet Mars, maar Venus, waarover we hier vroeger reeds uitvoeriger hebben geschreven¹⁾. Venus bezit bijna dezelfde massa als de aarde en staat op ongeveer 2/3 van de afstand zon-aarde van de zon. Ze bezit dan ook een zware atmosfeer. Toch verschilt Venus zeer sterk van de aarde. Ze is volkomen omgeven door een mysterieuze wolkenlaag, zodat ze als het helderste hemellichaam na de zon en de maan aan de hemel verschijnt. Tot nog toe is men er niet in geslaagd het oppervlak van Venus door de wolkenlaag heen te fotograferen. Eigenaardig is, dat deze wolken niet uit waterdamp bestaan. Geen spoor van water heeft men op Venus aangetroffen, zodat de wolken op Venus niet te vergelijken zijn met de aardse wolken. Van zuurstof vindt men ook geen sporen, tenzij in verbinding met koolstof. Koolzuur is er minstens 300 maal meer dan in de aardatmosfeer. Het feit trouwens dat er geen water op de planeet te vinden is, verklaart waarom het koolzuur niet opgelost kan worden, zoals op de aarde. Natuurlijk zijn ook hier weer waterstof en helium ontsnapt. Het meest karakteristieke is echter de afwezigheid van zuurstof.

Hieruit blijkt dat men niet te vlug mag besluiten tot gelijke kansen op leven als men bijna dezelfde fysische eigenschappen in een planeet vindt. Misschien is de uiterst trage rotatie, die nog steeds niet goed bekend is, de schuld van de sterke afwijkingen. Als men kan zeggen dat Mars een bijna dode planeet is, dan is Venus misschien een bijna levende planeet. Maar hierover verneemt de lezer méér in een volgend artikel, waarin de voorwaarden voor het leven op de planeten zullen besproken worden.

1) Cfr. F. Bertiau, Venus Observed, in Streven, mei 1961, pp. 780-783.