Venušin syndróm

Zem je zatiaľ jedinou známou planétou v blízkom vesmíre, o ktorej s určitosťou vieme povedať, že na jej povrchu existuje život. Jeho zrod však ani zďaleka nemožno pripísať len obyčajnej náhode. Berúc do úvahy všetky podstatné astronomické parametre Zeme, nakoniec nie je až tak prekvapujúce, že sa tu objavili všetky, pre existenciu života nevyhnutné fenomény s jemne vyladenými fyzikálnymi „hodnotami“, ktorých spoločné synergické pôsobenie vytvorilo z kedysi chladného kusu skaly žijúcu a dynamickú planétu. Zem z vesmíru pôsobí síce unikátne, a všetko čo na jej povrchu nájdeme aj skutočne unikátne je, od tečúcej vody až po jemne vyvážené chemické zloženie atmosféry, no nemalo by nás už veľmi prekvapiť, prečo sa Zem, a predovšetkým jej atmosféra, vyvíjala od svojho počiatku diametrálne odlišne ako na Venuši a Marse. Aj keď sa to zdá dnes až neuveriteľné, všetky tri terestrické planéty začínali s približne rovnakými atmosférickými podmienkami. O odlišnom vývoji však nerozhodla žiadna náhoda, ale skôr jednoduchý fyzikálny determinizmus vyplývajúci z rozdielnej vzdialenosti od Slnka, a predovšetkým odlišnej veľkosti Venuše, Zeme a Marsu.  

Obr. 1: Venušinu hustú atmosféru objavil už v 18. storočí Michail Vasiljevič Lomonosov počas prechodu planéty cez slnečný disk (vpravo; Zdroj: Wikipedia)

 

Vlhká džungľa pod oblakmi?

Legendárny astronóm Carl Sagan kedysi o Venuši prehlásil, že to nemôže byť planéta tak veľmi nepodobná Zemi a jedným dychom dodal, že pod nepriehľadnou clonou jej mohutnej oblačnosti sa možno ukrýva vlhký a horúci svet, v mnohom podobný amazonskej džungli. Prípadne, že sa tam nachádzajú oceány plné uhľovodíkov. Vtedy, uprostred 60. rokov, ani netušil, ako veľmi sa jeho predstava rozchádza so skutočnosťou. Hneď prvé úspešné pristátia ruských automatických sond Venera na jej povrchu, niekedy na začiatku 70. rokov, nám totiž predstavili Venušu ako jednu z najnehostinnejších planét slnečnej sústavy. Veľmi pomalá rotácia vytvára na Venuši len slabý Coriolisov efekt, takže planetárna cirkulácia vzduchu je rozdelená len do dvoch mohutných cirkulačných buniek, v ktorých vzduch veľmi efektívne cirkuluje „len“ medzi rovníkom a pólmi. Vysoká prízemná teplota je tak rovnomerne rozložená po celom povrchu a výraznejšie rozdiely medzi vysokými a nízkymi zemepisnými šírkami neexistujú. Bola Venuša vždy tak nehostinnou planétou, alebo sa okrem svojej veľkosti podobala Zemi aj v niečom inom? Ak áno, je jej dlhodobý vývoj predzvesťou zmien, ktoré by mohli do podobného stavu niekedy v budúcnosti uvrhnúť aj samotnú Zem? 

Obr. 2: Umelecká predstava vulkanickej aktivity na Venuši

Rozhodujúca je veľkosť planéty

A nielen veľkosť, ale pri porovnaní Venuše a Zeme aj prostý fakt, že Venuša je k Slnku predsa len o nejakých 40 miliónov kilometrov bližšie. Venuša je síce skoro tak veľká ako Zem, no prijíma asi 1,5 až 2-krát viac slnečnej energie ako naša planéta. Pochopiteľne, toto nie je jediná príčina toho, prečo je Venuša dnes tak horúca. Bez svojej hustej a na oxid uhličitý bohatej atmosféry by Venuša bola rozhodne chladnejším miestom, dokonca chladnejším ako Zem. Za všetko v skutočnosti môže super-skleníkový efekt, ktorý je približne 16-krát silnejší ako na Zemi. Ako sa však tieto extrémne podmienky na Venuši vytvorili? Dnes už vieme, že jej atmosféra obsahuje 200 tisíc krát väčšie množstvo oxidu uhličitého ako tá pozemská, čo je približne rovnaké množstvo, aké je na Zemi viazané v horninovom prostredí vo forme karbonátov (vápenec, dolomit, apod.). Dnešné poznatky planetárnej geológie naznačujú, že pôvodné atmosféry všetkých troch terestrických planét (V, Z, M) vznikli unikaním oxidu uhličitého, dusíka a vodnej pary z geologického podložia pri mohutnej vulkanickej činnosti. Samozrejme, čím väčšia je planéta, tým si po dlhšiu dobu dokáže udržať viac vnútorného tepla a udržiavať tak vulkanizmus v činnosti. To vysvetľuje aj skutočnosť, prečo si Mars pri svojej veľkosti nedokázal do súčasnosti udržať vulkanické pochody, ktoré by podporovali hustejšiu atmosféru a de facto aj silnejší skleníkový efekt. Mars je dnes tak chladný preto, že je jednoducho príliš malý. Aj keď je isté, že atmosféry všetkých troch planét boli pred miliardami rokov veľmi podobné, keďže Venuša, Zem a Mars vznikli z toho istého „zárodočného“ oblaku plynu a prachu, Venuša, na rozdiel od Zeme a Marsu, dnes nemá žiadne významnejšie množstvo vody, či už na povrchu alebo v atmosfére. Kde sa teda stratila?

Obr. 3: Schéma procesu "nekontrolovateľného" skleníkového efektu na Venuši

Nekontrolovateľný skleníkový efekt Venuše a strata vody

Zatiaľ čo na Zemi sa v priebehu dlhej geologickej histórie takmer všetok oxid uhličitý dokázal uložiť do sedimentov karbonátových hornín, a to najmä vďaka prítomnosti väčšieho množstva tečúcej vody, na Venuši sa prvotné oceány začali pri vyššej priemernej teplote planéty vyparovať do atmosféry. Ako vieme, vodná para je dokonca ešte silnejším skleníkovým plynom ako samotný oxid uhličitý, preto jej narastajúce množstvo viedlo k stále silnejšiemu skleníkovému efektu. Okrem toho, pri dostatočne vysokej teplote začal do atmosféry Venuše unikať ďalší oxid uhličitý z povrchových hornín, čo predurčilo celú planétu k nekontrolovateľnému otepľovaniu (tzv. „runaway greenhouse effect“). Vodná para bola nakoniec doslova rozstrieľaná intenzívnym ultrafialovým žiarením, štiepiac molekuly H₂O na vodík a kyslík. Ľahší vodík, až na deutérium, unikol zo slabého gravitačného poľa Venuše takmer okamžite a kyslík bol oxidáciou vstrebaný do hornín na povrchu planéty. V atmosfére nakoniec ostal len pôvodný oxid uhličitý, pri koncentrácii ktorého (97 %) sa pri povrchu stabilizovala rovnovážna teplota ~ 462-465 °C. O tom, že Venuša kedysi určite nejaké oceány mala, svedčí relatívne vysoká koncentrácia ťažšieho vodíka (už spomínaného deutéria) v jej atmosfére – v porovnaní so Zemou je ho tu niekoľko stonásobne viac.  Okrem toho, v dobách raného vývoja Venuše bol výkon Slnka približne o 30 % nižší ako dnes, takže planéta bola zrejme dosť chladná na to, aby mala na povrchu dostatok vody v tekutej forme.

Tab. 1: Niektoré vybrané charakteristiky veľkých terestrických telies (vrátane Mesiaca) - posledný stĺpec uvádza teplotu zapríčinenú účinkom skleníkového efektu

Malý experiment so Zemou

Pochopenie toho, prečo Venuša dnes nemá oceány nás privádza k úvahe o tom, čo by sa stalo v prípade, že by sme Zem premiestnili na obežnú dráhu planéty Venuše. Okamžite by vzrástla intenzita prichádzajúceho žiarenia, čoho výsledkom by bolo zvýšenie priemernej teploty Zeme z dnešných 15 ° C na 45 ° C. Teplota je to síce dostatočne nízka na to, aby došlo k „vyvareniu“ oceánskej vody do atmosféry, no vyšší výpar z ich povrchu by viedol k nárastu koncentrácie vodnej pary v atmosfére. Ako vieme už z predošlej časti, dodatočný skleníkový efekt spôsobený zvýšeným množstvom vodnej pary by ohrial atmosféru o nejaký ten stupienok viac, čo by zase podporilo vyšší výpar a väčšie množstvo vodnej pary v atmosfére. Ako určite vidíte, ide v skutočnosti o prehlbujúci sa proces ohrievania (pozitívna spätná väzba). Pri vyššej teplote by začal do atmosféry unikať aj samotný oxid uhličitý, predtým viazaný v karbonátoch (vlhšia atmosféra vedie k intenzívnejšiemu chemickému zvetrávaniu, pri ktorom sa uvoľňujú karbonáty najskôr do morskej vody a potom do atmosféry)  alebo v oceánoch. Zemi by nakoniec nedokázali pomôcť ani jej vynikajúco fungujúce samoregulačné mechanizmy – tzv. planetárny termostat, ktorého hlavným komponentom je práve uhlíkový cyklus, čiastočne viazaný aj na aktivitu biosféry v oceánoch (jej aktivita by bola vysokou teplotou výrazne utlmená). Na konci tohto nekontrolovateľného ohrievania by Zem mala dokonca vyššiu teplotu než samotná Venuša, a to najmä kvôli vysokému obsahu vodnej pary. 

Našťastie pre nás je táto úvaha len teoretickým experimentom a je celkom pravdepodobné, že v najbližších tisíckach či miliónoch rokov tento vývoj Zem nečaká. Známy americký klimatológ, James Hansen (pôvodne sa zaoberal práve výskumom atmosféry Venuše a jej superskleníkového efektu) si však myslí, že možno už v nie tak vzdialenej budúcnosti by mohla Zem nastúpiť na trajektóriu zmien, ktoré by ju mohli nakoniec priviesť až k stavu, kedy by sa do hry zapojil aj nekontrolovateľný skleníkový efekt hnaný zvyšujúcou sa koncentráciou vodnej pary v atmosfére Zeme. Jeho obavy z tohto vývoja sú do určitej miery na mieste, no netreba zabúdať, že Zem je predsa len „zatiaľ“ v dosť odlišnej situácii, v akej bola Venuša pred niekoľkými miliardami rokov.   

Obr. 4: Teplotný profil a rovnovážna teplota pri povrchu Venuše, Zeme a Marsu v prípade neexistujúceho skleníkového efektu

Krehká rovnováha na Zemi

Veľkou záhadou dodnes zostáva, prečo sa práve na Zemi vytvorili tak jemne „vyladené“ rovnovážne podmienky, ktoré počas dlhého vývoja Zeme podporovali prítomnosť nielen značného množstva vody (dokonca vo všetkých troch skupenstvách), ale aj existenciu optimálneho, to znamená nikdy príliš vysokého, ani príliš nízkeho, množstva CO₂ v zemskej atmosfére. Zvlášť zaujímavé je to z toho dôvodu, že klíma na Zemi prechádzala v priebehu miliónov rokov zásadnými zmenami. Vystriedali sa tu obdobia extrémneho chladu, ale naopak aj mimoriadneho tepla, no vždy si planéta zachovala pomerne stabilný podiel tekutej vody a optimálneho chemizmu atmosféry, ktorý podporoval existenciu zložitejších foriem života. Kľúčom k tejto záhade je tzv. uhlíkový cyklus, alebo inak cyklus CO₂, ktorý pôsobí veľmi účinne ako zemský termostat a jeho fungovanie ovplyvňuje práve globálna klíma prostredníctvom rastu alebo poklesu teploty atmosféry a oceánov. Najvýznamnejšia časť uhlíkového cyklus ovplyvňuje globálnu teplotu prostredníctvom chemického zvetrávania hornín a následného ukladania na uhlík bohatých karbonátov na morskom dne. V prípade, že sa globálna klíma z nejakého dôvodu vychýli z rovnováhy smerom k vyšším teplotám, napríklad  v dôsledku vyššej koncentrácie CO₂ v atmosfére, uhlíkový cyklus začne s určitým oneskorením pôsobiť ako tzv. negatívna spätná väzba, ktorá ma tendenciu iniciálny impulz utlmovať a globálny klimatický systém tak ochladzovať. 

Obr. 5: Jednoduchá schéma cyklu uhlíka, síry a vody na Venuši (Zdroj. Wikipedia)

Funguje to veľmi jednoducho. Vyššie teploty oceánov aj vzduchu podporujú vyšší výpar a vlhkosť vzduchu. Táto situácia vedie k vyšším zrážkam, prevažne na horách, kde dochádza k rýchlejšiemu chemickému zvetrávaniu hornín. Vápnik, ale aj iné minerály, vylúhovaný do riečnej siete sa dostáva vo väčšom množstve oceánu, kde reaguje s CO₂ (ten sa sem dostáva z atmosféry) a vznikajú karbonáty, ktoré sa v podobe schránok mikroorganizmov (napr. dierkavce) ukladajú na morskom dne. Takýmto spôsobom sa atmosféra zbavuje prebytočného množstva CO₂. Pokiaľ iniciálny impulz oteplenia (napr. krátkodobé zvýšenie obsahu CO₂ v atmosfére) trvá krátko, uhlíkovému cyklu trvá približne 400 tisíc rokov stabilizovať globálnu teplotu do normálnych rovnovážnych podmienok. Uhlík však neostáva na morskom dne na večné veky. Postupom času sa aj on opäť recykluje a vracia späť do zemskej atmosféry. Vďaka tektonike a pohybu litosférických dosiek sa v priebehu niekoľkých miliónov rokov dostáva do subdukčných zón (podsúvanie jednej dosky pod druhú) a teda časom aj hlbšie do zemskej kôry, prípadne plášťa. Po roztavení podsunutej dosky sa nakoniec uhlík dostáva na zemský povrch a do atmosféry intenzívnym vulkanizmom. Ten tak zabezpečuje, aby sa zvetrávaním hornín nedostala koncentrácia CO₂ pod kritickú úroveň (menej ako 100 ppm), ktorá by Zem uvrhla do globálnej doby ľadovej. 

Ako však naznačujú geologické a paleoklimatologické analýzy, ani tento termostat nie je absolútnou zárukou stabilnej klímy. Dôkaz jeho zlyhania možno nájsť vo vrstvách hornín starých približne 750 až 580 miliónov rokov, kedy Zem zažila jedno z najchladnejších období svojej existencie – globálnu dobu ľadovú. Počas tohto, takmer 200 miliónov rokov trvajúceho obdobia, sa Zem podobala snehovej guli a je veľmi pravdepodobné, že ľadovce pokrývali takmer celú planétu. Globálna teplota v najchladnejších štádiách možno klesla až k -50 °C a oceány boli zamrznuté pravdepodobne až do hĺbky jedného kilometra. Ako sa do tohto stavu Zem dostala, dodnes nie je celkom jasné, no práve vďaka vulkanizmu a postupnému zvyšovaniu koncentrácie CO2 v atmosfére počas približne 10 miliónov rokov, sa nakoniec globálna doba ľadová skončila. S prudkým globálnym oteplením, ktoré nasledovalo po skončení tohto chladného obdobia (globálna teplota bola dokonca vyššia ako 50 °C), si Zem poradila pomerne rýchlo a práve vďaka svojmu „uhlíkovému“ termostatu si stabilizovala teplotu v priebehu nasledujúcich 400 tisíc rokov.

Autori:

Mgr. Jozef Pecho (Ústav fyziky atmosféry AV ČR, v.v.i., Oddelenie klimatológie, Boční II 1401, 141 31 Praha 4, Česká republika),

Mgr. Alexander Ač, PhD. (Centrum výskumu globálnej zmeny AV ČR, v.v.i., Bělidla 986/4a, 603 00 Brno, Česká republika).

Literatúra:
Atreya, S.K., Pollack, J.B. a Matthews, M.S. (eds.) 1989. Origin and Evolution of Planetary and Satellite Atmospheres. Tucson, AZ: University of Arizona Press.
Bennett, J. O., Donahue, M. O., Schneider, N., Voit, M. 2009. The Cosmic Perspective with Mastering Astronomy. Addison-Wesley; 6 edition (December 27, 2009), 832 s.
Ingersoll, A.P. 1990. Atmospheric dynamics of the outer planets. Science 248: s. 308–315.
Ingersoll, A.P. 1999. Atmospheres of the giant planets. In The New Solar System, fourth edition, edited by J.K. Beatty, C. C. Petersen, and A. Chaikin, Sky Publishing Corp., Cambridge, Mass. and Cambridge University Press, s. 201-220.
Ingersoll, A. P. 2002. Atmospheric dynamics of the outer planets. In Meteorology at the Millenium, edited by R. P. Pearce, Academic Press, s. 306-315.
Hansen, J. 2010. Storms of My Grandchildren: The Truth About the Coming Climate Catastrophe and Our Last Chance to Save Humanity. Bloomsbury USA; Reprint edition (December 21, 2010), 336 s.
McFadden, L.A., Weissman, P. (eds.), Johnson, T. 2006. Encyclopedia of the Solar System. Academic Press; 2 edition (December 28, 2006), 992 s.