Stratené oceány Marsu a Venuše
Ak by slnečnú sústavu pred štyrmi miliardami rokov navštívili mimozemšťania, našli by tri planéty s oceánmi, miernym podnebím a azda aj životom. Dve z nich sa od tých čias zmenili na pustiny.
Tekutú vodu tu nenájdete. Mars je planetárna múmia, bičovaná mrazivými vetrami s priemernou teplotou okolo -60°C a hoci rovníkové oblasti v lete slnko vyhrieva nad bod mrazu, nízky atmosférický tlak (asi 150 ráz nižší ako pozemský) vode obvykle nedovolí skondenzovať. Na vodný ľad je však Mars bohatý. Skrýva sa v jeho pôde ako aj v tri kilometre hrubých polárnych ľadovcoch. Množstvo tohto ľadu, tvar marťanskej krajiny, výskyt ílových minerálov a ďalšie indície naznačujú, že v minulosti červená planéta vyzerala celkom inak. Hostila veľkolepý oceán, rieky s deltami, jazerá a ako ukazujú geochemické výskumy, mala atmosféru bohatú na kyslík o 1,5 miliardy rokov skôr ako Zem.
Vyhrievanie vodíkom?
Najranejšie fázy vzniku slnečnej sústavy sprevádzali zrážky rodiacich sa planét. Zem, ktorá bola vtedy veľká asi ako Venuša, trafilo pred asi 4,5 miliardami rokov teleso veľkosti Marsu. Z materiálu, vyvrhnutého zrážkou, vznikol náš Mesiac. Aj Mars zastihla v tomto čase ohromná kolízia. Kvôli nej dodnes leží severná pologuľa telesa o päť kilometrov hlbšie ako južná. Čo sa dialo najbližších 500 miliónov rokov, môžeme len hádať. Horninový záznam tu (tak ako na Zemi) pred 4,1 až 3,8 miliardami rokov takmer úplne zničila fáza neskorého intenzívneho bombardovania asteroidmi. Krátery, ktorými bombardovanie dokaličilo aj Mesiac, pozorujeme dodnes. Tie, ktoré zjazvili Zem, už dávno celkom zahladila činnosť vetra a vody. A Mars? Jeho krátery spred 4 miliárd rokov síce rozoznať dokážeme, no ostali silne narušené. Aj tu sa očividne udialo zvetrávanie a odnos. Podľa zistení planetológov svojimi silami zrezali vyvýšené oblasti Marsu o viac ako kilometer. Okrem skresávania pohorí dochádzalo taktiež k rastu rozvetvených riečnych údolí. V nížinách vznikali sladkovodné jazerá veľké ako Kaspické more a taktiež rozsiahle riečne delty s hrubými vrstvami usadenín. V nížinách severu toky dokonca vytvorili oceán, pokrývajúci viac ako tretinu planéty.
Mladé slnko pred 4 miliardami rokov svietilo asi o 40% slabšie ako dnes. Ako je potom možné, že teploty na Marse, ktorý okolo Slnka obieha približne o polovicu ďalej ako Zem, umožňovali existenciu tekutej vody? Keďže planéte chýbajú usadeniny uhlíkatých hornín, zvaných karbonáty, ktoré sa považujú za sprievodný znak atmosféry bohatej na uhlík, oxid uhličitý strojcom otepľovania nebol. Kusy marťanského plášťa, čo si po vyvrhnutí v masívnych sopečných erupciách našli cestu až na Zem, naznačujú iného vinníka. Ich chemické zloženie svedčí, že pri odplyňovaní vnútra planéty sa uvoľnilo obrovské množstvo vodíka. A vodík taktiež patrí medzi skleníkové plyny. Mars okrem toho vyhrievalo teplo uvoľnené pri dopadoch asteroidov, ktoré dokázali čas od času roztaviť rozsiahle oblasti planetárnej kôry.
Ochladenie, prekyslenie
Neskorá fáza intenzívneho bombardovania znamenala pre mierne podnebie Marsu smrteľnú ranu. Výbuchy, sprevádzajúce dopady asteroidov, vďaka nízkej gravitácii vypudili obrovské masy jeho atmosférických plynov do kozmu. Vznikla slučka spätnej väzby – čím viac asteroidov dopadalo, tým redšou sa stávala marťanská atmosféra. A čím redšia bola atmosféra, tým menej asteroidov pred dopadom zhorelo, čo ešte viac urýchlilo únik atmosféry. K decimácii plynného obalu prispel tiež zánik magnetického poľa Marsu, ku ktorému došlo kvôli vychladnutiu jeho jadra, alebo kvôli sérii dopadov veľkých asteroidov. Bez tohto štítu riedku marťanskú atmosféru nahlodávala aj kozmická radiácia.
Pred približne 3,7 miliardami rokov dostal Mars novú, chladnejšiu tvár. Dážď ju kropil iba zriedka. Potvrdzujú to napríklad nálezy olivínu, ktorý v prítomnosti vody zvetráva na ílové minerály. Klimatická zmena sa odrazila aj v tvare riečnych údolí, ktoré v tomto čase napájala iba hŕstka prítokov, odvádzajúcich nie zrážkovú, ale podzemnú vodu. V posledných riekach a zmenšujúcom sa ľadom pokrytom oceáne však voda nebola sladká, ani slaná, ale v dôsledku intenzívnej sopečnej činnosti kyslá ako ocot.
O zhruba 300 miliónov rokov neskôr klesla intenzita zvetrávania a odnosu asi stotisíckrát. Tieto procesy viac nespôsobovala voda, ale kyselina sírová. Rieky sa stali minulosťou, pod povrchom sa však vytvorila hrubá vrstva ľadu. Keď ju narušili sopky, predierajúce sa na povrch, nastávali katastrofické záplavy, ktoré vyhlbovali obrovské kanály a na severnej pologuli sa zlievali do dočasných jazier alebo azda malého, ľadovou škrupinou pokrytého oceánu. O ďalších 400 miliónov rokov sa vytratili aj tieto posledné vodné nádrže a taktiež akákoľvek geologická aktivita s výnimkou pohybu ľadovcov. Skaza jednej potenciálne životodarnej planéty sa zavŕšila. A približne v rovnakom čase sa diala aj ďalšia.
Horúca dvojička
Mohla by byť dokonalým dvojčaťom Zeme. Po stránke veľkosti, geologického zloženia a v podstate aj vzdialenosti od Slnka je na tom veľmi podobne ako modrá planéta. Z nejakého dôvodu tu však namiesto organizmov, riek, jazier a oceánov nachádzame hustú, na oxid uhličitý bohatú atmosféru. Tá tlačí na povrch tiažou jedného kilometra vodného stĺpca a spôsobuje nekontrolovateľný skleníkový efekt, ohrievajúci planétu na teplotu 450°C.
Venuša je dnes stotisíc ráz suchšia ako Zem. No vždy to tak nebolo. Vznikla z toho istého materiálu ako Zem alebo Mars. Skutočnosť, že na oboch planétach sa nachádza množstvo vody, alebo vodného ľadu, ako aj fakt, aká bežná je voda v slnečnej sústave, naznačujú, že Venuša obsahovala množstvo vody už pri svojom zrode. A ďalšiu získala v priebehu miliónov rokov po kolíziách s asteroidmi a kométami, ktoré sú prevažne tvorené práve vodným ľadom.
Dávnu prítomnosť vody na Venuši potvrdzuje zistený atmosférický pomer deutéria (ťažkého vodíka) voči bežnému vodíku, ktorý je stonásobne vyšší ako na Zemi. Práve takýto obraz by zanechal rozpad molekúl vody, spôsobený kozmickým žiarením. Neisté zostáva, či sa na Venuši niekedy ustálili podmienky, umožňujúce, aby molekuly vody vytvorili oceán. A ak áno, aké množstvo vody sa na planéte nachádzalo a ako dlho vydržalo. Zodpovedať tieto otázky pomáha azda najväčší paradox Venuše: jeden deň tu trvá dlhšie ako celý rok!
Roztrhaná voda
Venuša sa okolo svojej osi otočí raz za 243 pozemských dní, no okolo Slnka obehne iba za 225. Navyše, rotuje opačným smerom ako ostatné planéty. Na vine je zrejme dávna katastrofa. Astronómovia Alex Alemi a David Stevenson v počítačových simuláciách vývoja slnečnej sústavy zistili, že Venuša sa v počiatkoch svojej existencie zrazila s dvoma inými rodiacimi planétami. Po prvej planetárnej kolízii vyvrhnutý materiál utvoril na obežnej dráhe Venuše mesiac. Zakrátko, približne o desať miliónov rokov neskôr, ďalšia podobná kolízia otočila rotáciu planéty a spôsobila, že čerstvo vytvorený mesiac sa postupne zrútil na svoju materskú planétu.
Tieto obrovské zrážky boli zrejme dostatočne energické, aby „roztrhali“ prítomnú vodu na kyslík a vodík. Kým kyslík sa vzápätí naviazal na železo a skončil v hĺbke nanovo sformovanej planéty, vodík unikol do kozmu. Zem mala viac šťastia. Absolvovala len jednu planetárnu zrážku. Tá bola, navyše, podľa všetkého menej energická ako tá, ktorou si prešla Venuša.
Že po týchto katastrofách obsahovalo vnútro Venuše veľmi málo vody, potvrdzuje nepatrné atmosférické zastúpenie argónu-40, ktoré je asi 400-krát nižšie ako na Zemi. Izotop argón-40 vzniká v hĺbke planét rozpadom rádioaktívneho draslíka a dostáva sa odtiaľ spolu s vodou, unikajúcou pri odplyňovaní. „Tento izotop nám poskytuje časovú škálu úniku vody z podzemia, pretože vzniká postupne a iba málo z neho sa na Venuši dostalo na povrch,“ hovorí geofyzik John Davies z Cardiffskej univerzity.
Aspoň malý oceán
Dôkazy naznačujú, že povrch a vnútro Venuše obsahovali po katastrofách, ktoré sa s najväčšou pravdepodobnosťou odohrali niekedy pred 4,5 miliardami rokov, len málo vody. Na druhej strane, vodu planéte neskôr nepochybne dodali dopadajúce asteroidy a kométy. Že si Venuša napokon skutočne vytvorila oceán, naznačujú zistenia sondy Venus Express -vytvorila mapu, naznačujúcu chemické zloženie hornín v najstarších oblastiach Venuše. V oblastiach Phoebe a Alpha Regio identifikkovala svetlejšiu farbu hornín ako na zvyšku planéty. Svetlé sfarbenie skál obvykle znamená vysoké zastúpenie ľahkých svetlých minerálov ako kremík, čo je typické pre horninu zvanú granit a kontinentálnu kôru ako takú. Nuž a hromadenie granitu na povrchu za vzniku kontinentálnej kôry podľa geológov predpokladá prítomnosť pohybu kôrových platní (tektoniky) a oceánu.
Menej prehrievaná
Podstatne menšie množstvo vody ako na Zemi je pre obývateľnosť mladej Venuše dobrou správou. Zem v čase pred 4 miliardami rokov (kedy Slnko žiarilo približne o 40% slabšie, ako dnes) nezamrzla aj vďaka oceánom, pokrývajúcim takmer úplne celý jej povrch. A keďže je voda výborným akumulátorom tepla, oceány fungovali ako radiátor Zeme. Rozlohou podstatne menšie oceány na Venuši však svoju materskú planétu zohrievali podstatne menej.
V prospech mierneho podnebia na mladej Venuši hovorí aj extrémna dĺžka tamojších dní. Nové výskumy tímu astrofyzikov, vedeného Jun Yangom z Chicagskej univerzity, totiž ukazujú, že pomalá rotácia umožňuje existenciu miernych teplôt aj na planétach obiehajúcich okolo Slnka na obežnej dráhe Venuše, a to preto, že výrazné rozdiely v ohrievaní osvetlených regiónov telesa voči neosvetleným posilňujú prúdenie v atmosfére. Vietor tak účinne premiestňuje teplo po celej planéte. Zosilnená cirkulácia navyše posilňuje tvorbu oblakov na mieste, na ktoré dopadá žiarenie hviezdy najpriamejšie. Tieto oblaky potom vytvoria akýsi štít pred horúčavou, ktorú odrážajú. Odvádzanie teplého vzduchu a tienenie oblakmi podľa planetológov dokážu udržať teploty v miernych hodnotách aj vo vzdialenosti od materskej hviezdy, v ktorej by sa oceány rýchlo rotujúcej planéty už dávno odparili.
Dlhšie obývateľná
Voda funguje ako planetárny termostat aj z iných dôvodov. Ak je príliš chladno, v atmosfére sa hromadí oxid uhličitý a planétu otepľuje. Ak je príliš teplo, zvyšuje sa jeho rozpúšťanie a naväzovanie na silikáty pri ich zvetrávaní, čo zastúpenie oxidu uhličitého znižuje. Astrobiológ a planetológ David Grinspoon preto hovorí, že ak do modelu skleníkového efektu na mladej Venuši pridáme vodu, dostaneme atmosféru s množstvom oblakov, ktoré dokážu chladiť klímu na planetárnej škále. „Výsledky našich výskumov sú zatiaľ len predbežné, ale naznačujú, že voda na povrchu Venuše pretrvala oveľa dlhšie, ako sa doposiaľ zdalo,“ hovorí Grinspoon, narážajúc na často citovaný údaj, podľa ktorého oceány na Venuši existovali menej ako 600 miliónov rokov. Slučky spätnej väzby s vodou a oblačnosťou by podľa neho však dokázali udržať mierne podmienky na Venuši dlhšie, potenciálne až dve miliardy rokov. A ak si k ich účinku prirátame nedávno zistený vplyv pomalej rotácie planéty, zisťujeme, že mierne podnebie mohlo na Venuši existovať ešte dlhšie.
Praveká Venuša
Ak by dnes Zem obiehala v rovnakej vzdialenosti od Slnka ako Venuša, jej priemerná povrchová teplota by dosahovala približne 55°C, čo by znamenalo mierne teploty v polárnych oblastiach, tropické horúčavy v stredných zemepisných šírkach a vriace dni na rovníku. Ako teplo bolo na Venuši v dávnej minulosti? Ak by pred 4 miliardami rokov obiehala na mieste Venuše dnešná Zem, výpočty odvodené od vtedajšej teploty Slnka, jeho veľkosti, vzdialenosti, zloženia zemskej atmosféry a množstva odrazeného svetla udávajú priemernú povrchovú teplotu okolo 15°C, čo zodpovedá dnešnej Zemi. Ibaže mladá Venuša bola iná ako dnešná Zem. Aj mladá Zem bola iná ako dnešná Zem. V súčasnej podobe by pri svietivosti Slnka ako pred 4 miliardami rokov dosahovala povrchové teploty iba -18°C. Vďaka hustej atmosfére, bohatej na oxid uhličitý a ďalším faktorom však vtedy hostila mierne podnebie. Aké teplé, to presne nevieme. Priemerné povrchové teploty sa mohli pohybovať v rozmedzí -5°C až 20°C, pričom reálnejšie sa zdajú skôr nižšie hodnoty tohto rozptylu. Čo to znamená pre Venušu? Vieme, že jej chýbali viaceré faktory prispievajúce k ohrievaniu Zeme a naopak, uplatňovali sa na jej povrchu faktory ochladzujúce podnebie, ktoré Zem nemala. Zároveň vieme vypočítať, že bez atmosféry by sa jej priemerná povrchová teplota pohybovala okolo 13°C. A teraz prichádza rad na dohady…
Do akej miery by teplotu zvýšila predpokladaná atmosféra bohatá na oxid uhličitý? Do akej miery by planétu ochladzovali mračná a oproti Zemi silnejšie atmosférické prúdenie? Mladú Zem súčinnosť viacerých faktorov zohrial z predpokladaných -26°C (výpočet teploty nezahŕňajúci skleníkový efekt a bližšie neznámy vplyv ďalších faktorov) s najväčšou pravdepodobnosťou o 20 až 35°C. Ak predpokladáme, že viac ako polovicu z tohto oteplenia zapríčinil oxid uhličitý a predpokladáme iba mierny vplyv chladiacich mechanizmov Venuše, dostávame priemernú povrchovú teplotu Venuše pred 4 miliardami rokov okolo 30 – 40°C. Tie isté výpočty pre obdobie pred 2 miliardami rokov stanovujú priemernú povrchovú teplotu Venuše bez plynného obalu na 35°C, čo by pri predpokladanom zložení atmosféry znamenalo priemerné povrchové teploty okolo 55 – 65°C. To sú hodnoty, pri ktorých sa kvôli masívnemu odparovaniu vody spúšťa nekontrolovateľný skleníkový efekt. Podľa konzervatívnych odhadov tak Venuša prišla o svoje oceány niekedy pred 2 miliardami rokov.
Čo sa stalo?
Voda pôsobí ako mazadlo pre platňovú tektoniku. Ak odstránite minerály s obsahom vody z vnútra planéty, pohyby platní kôry sa zastavia. Tým sa obmedzí možnosť planéty strácať teplo, a práve to zrejme „vyplo“ magnetické pole Venuše. Vodu, ktorá v podobe vodnej pary tvorila časť atmosféry, po strate tohto ochranného štítu radiácia z kozmu rozbila na vodík a kyslík. Ľahký vodík unikal do kozmu, kým väčšina kyslíka sa zrejme stala súčasťou hornín.
Podľa Davida Grinspoona však mohli tektonické pohyby na Venuši prebiehať aj bez vody – pravda, epizodicky, po dlhých obdobiach pokoja: „Ak nedochádza k tektonickej aktivite nejaký čas, vo vnútri planéty sa hromadí teplo. Napokon nastane rapídny prevrat.“ Povrch Venuše preto vyzerá, že má rovnako starý povrch. Lepšie povedané – kvôli malému množstvu kráterov, rovnako mladý povrch. Jeho vek je 300 – 700 miliónov rokov. Na planéte sa v tom čase odohralo dramatické obdobie extrémnej sopečnej činnosti. Dodnes vidíme lávové prúdy, ktorými pokrylo v približne rovnakom čase štyri pätiny planéty.
Ak na Venuši vznikol život (a nie je dôvod predpokladať, že by nemohol), stopy po ňom by sme mohli nájsť vo vysočinách planéty, ktoré láva nezaplavila. Ak skutočne vznikol, väčšina z neho zrejme vymrela v časoch začiatku nekontrolovateľného skleníkového efektu. Zvyšok by ale v podobe tzv. chemotrofných baktérií, nezávislých od Slnka a kyslíka, mohol prežívať v podzemí. Iné organizmy možno prežívajú v oblakoch, ktoré dodnes obsahujú vodu a obklopujú celú planétu a vyznačujú sa miernymi teplotami a dokonca väčšou stabilitou ako pozemské oblaky.
Osud Zeme
* Podobný osud ako Venušu zrejme čaká aj Zem. A stane sa tak oveľa skôr, ako sme si pôvodne mysleli.
* Keď sa umierajúce Slnko o asi 5 miliárd rokov nafúkne na červeného obra a pohltí Zem, naša domovina bude už dávno neobývateľná.
* O asi 600 miliónov rokov zvýšená svietivosť Slnka urýchli zvetrávanie silikátových minerálov a naviaže také množstvo oxidu uhličitého, že 95 % druhov pozemských rastlín nebude môcť existovať. To bude mať za následok zrútenie potravinovej pyramídy a vymretie väčšiny živočíchov.
* O asi 1,1 miliardy rokov bude žiarivosť Slnka asi o 10 % silnejšia ako dnes, čo znamená zvýšenie teploty o takmer 50°C. Nezvratný skleníkový efekt na spôsob toho, aký zažila Venuša, napokon premení Zem na podobné peklo ako na Venuši.
Teplá mladá Zem
* Ak by dnes svietilo Slnko intenzitou ako pred 4 miliardami rokov, priemerná teplota na Zemi by dosahovala okolo -18°C.
* Z geologického záznamu však vyplýva, že teploty na Zemi boli pred 3 až 4 miliardami rokov miernejšie. Je to preto, že mladá Zem sa od tej terajšej odlišovala v niektorých kľúčových bodoch.
* Mladá Zem mala atmosféru s 20-krát vyšším zastúpením oxidu uhličitého, ako dnes.
* Ďalšie teplo bolo spôsobené trením slapových pohybov (Mesiac sa nachádzal bližšie, takže príliv dosahoval viac ako 300 metrov).
* Oceány pokrývali viac ako 97 – 98 % povrchu (voda je výborný akumulátor tepla).
* Rýchla rotácia: deň trval spočiatku iba 5 – 6 hodín, čo malo za následok vznik iba krátkych a nevýrazných teplotných rozdielov medzi dňom a nocou, a to pre zmenu obmedzovalo dosah atmosférickej cirkulácie, ktorá nemohla rovníkové teplo odvádzať do vyšších polôh.
Dušan Valent
foto NASA, SITA, ESA