Venuše má klima, které se v průběhu času měnilo v důsledku souhry tektonické aktivity v jejím nitru a atmosférických změn. Je blíže Slunci než Země, což má za následek mnohem vyšší teploty.
Země a Venuše měly téměř stejnou velikost a složení , přesto se jejich evoluční cesty rozešly, což vedlo ke vzniku dvou zcela odlišných planet. Zažila Venuše klimatické změny ? Tato otázka nás také vede k úvahám o klimatických změnách na Zemi.
Venuše, peklo planety
Povrchová teplota Venuše se pohybuje kolem 460 °C, v porovnání s průměrem 15–17 °C na Zemi . Tato teplota je tak vysoká, že kameny září pouhým okem. Na planetě dominuje smrtelný skleníkový efekt, který udržuje atmosféra, jejíž hlavní složkou je oxid uhličitý. Na planetě se také nenachází kapalná voda; ta by se samozřejmě vypařovala, protože bod varu vody je 100 °C.
Kromě výše uvedeného vytvářejí podmínky na planetě atmosférický tlak téměř dvojnásobný oproti Zemi. Její mraky se místo vodní páry skládají z kyseliny sírové.
Až donedávna se o vývoji Venuše vědělo jen málo, protože její oblaka kyseliny sírové zakrývala pozemské procesy, jako je vulkanismus a tektonika. Za posledních 56 let jsme se však díky 22 vesmírným sondám , které Venuši vyfotografovaly, prozkoumaly, analyzovaly a přistály na ní, o ní dozvěděli mnohem více. Tyto sondy byly klíčové pro pochopení klimatických změn na Venuši.
Fotografie ze sondy ukazují, že Venuše je planeta, která zažila obrovské sopečné erupce a že tyto erupce jsou téměř jistě stále aktivní. Tyto objevy nás vedou k zamyšlení nad tím, jak jedinečné je zemské klima, a můžeme si položit otázku, proč, pokud při formování obou planet působily velmi podobné síly, Země zažila zcela odlišné účinky a evoluční cestu, která se od té druhé zcela odlišovala.
Vědci připisují tento rozdílný vývoj našemu privilegovanému postavení ve sluneční soustavě a naší poloze vzhledem ke Slunci. K čemu nám může být znalost klimatického vývoje jiných planet, když na nich nežijeme? Odpověď je jednoduchá: s rostoucím objemem odpadu, průmyslovou společností a emisemi skleníkových plynů do atmosféry měníme naše klima. Pokud dokážeme identifikovat, které faktory ovlivňují klima na jiných planetách, můžeme pochopit přírodní a antropogenní mechanismy, které mění to naše.
Podnebí a geologie Venuše vs. Země
Jednou z příčin proměnlivosti klimatu Země je povaha její atmosféry, která je produktem neustálé výměny plynů mezi zemskou kůrou, pláštěm, oceánem, polárními čepičkami a vesmírem. Geotermální energie, hnací síla geologických procesů, také pohání vývoj atmosféry. Tato geotermální energie se uvolňuje především rozpadem radioaktivních prvků v nitru Země. Vysvětlení tepelných ztrát u pevných planet však není tak jednoduché. Dva hlavní mechanismy, které se na tom podílejí, jsou vulkanismus a desková tektonika.
Pokud jde o Zemi, její vnitřek má systém dopravního pásu spojený s deskovou tektonikou. Jehož nepřetržitá recyklace plynů vyvinula stabilizační sílu na zemské klima. Sopky čerpají plyny do atmosféry; subdukce litosférických desek ji vrací do interiéru. Zatímco většina sopek je spojena s deskovými tektonickými aktivitami, existují významné sopečné struktury (například formace Havajských ostrovů), které vytvořily „horká místa“ nezávisle na konturách desek.
Krátery a desková tektonika
Co se stalo na Venuši? Desková tektonika, pokud hraje nějakou roli, bude probíhat v omezeném měřítku; alespoň v nedávné minulosti probíhala výměna tepla prostřednictvím erupcí rozsáhlých čedičových lávových plání a později prostřednictvím sopek, které se na nich vytvořily. Pochopení účinků sopek je nezbytným výchozím bodem pro jakýkoli přístup ke klimatu planety.
Nedostatek impaktních kráterů na Venuši, přestože její atmosféra postačuje k ochraně planety před malými nárazy, zdůrazňuje absenci velkých kráterů. To je patrné i na Zemi. Působení větru a vody erodovalo starší krátery. Povrch Venuše je však tak horký, že brání existenci kapalné vody; navíc je povrchový vítr poměrně slabý. Bez erupcí by procesy, které mění a v dlouhodobém horizontu i mažou impaktní krátery, byly sopečná a tektonická aktivita.
Většina kráterů na Venuši se objevila nedávno. Kam šly starověké krátery, pokud většina těch, které zůstaly, nebyla narušena? Pokud byly pokryty lávou, proč nejsou viditelnější částečně zakryté krátery, jak zmizely, aniž by náhodně ztratily své původní umístění?
Vědeckou komunitou je nejvíce přijímaná teorie, že rozsáhlý vulkanismus před 800 miliony let vymazal většinu impaktních kráterů a vytvořil rozsáhlé sopečné pláně , po nichž následovala mírná úroveň nepřetržité sopečné aktivity dodnes.
Formy vody na povrchu Venuše
Zaprvé můžeme rozlišit několik kuriózních lineárních struktur, připomínajících půdy vytesané vodou. Jsou pravým obrazem našich řek a záplavových oblastí. Mnoho z těchto struktur končí odtokovými kanály podobnými deltám. Extrémní suchost prostředí činí nepravděpodobným, že by tyto útvary vytesala voda.
Co je tedy způsobuje? Možná za to může uhličitan vápenatý, síran vápenatý a další soli. Lávy nasycené těmito solemi tavily při teplotách o několik desítek až několik set stupňů vyšších, než jsou současné povrchové teploty na Venuši. V minulosti mohla mírně vyšší povrchová teplota uvolnit na povrch tekutou lávu bohatou na sůl, jejíž stabilita by vysvětlovala tvarovací schopnost útvarů, které dnes vidíme.
Důkazy o změně klimatu Venuše
Skleníkový efekt a koncentrace plynu
Musíme mít na paměti, že skleníkové plyny umožňují slunečnímu záření dosáhnout povrchu Venuše, ale blokují vyzařované infračervené záření . Oxid uhličitý, voda a oxid siřičitý absorbují každý určitý pás vlnových délek v elektromagnetickém spektru. Bez těchto plynů by se sluneční a infračervené záření vyrovnávalo, což by vedlo k povrchové teplotě kolem 20 stupňů Celsia. Tato informace je klíčová pro pochopení toho, jak Venuše interaguje s ostatními planetami.
Voda a oxid siřičitý, které sopky uvolňují do atmosféry, jsou poté odstraněny. Oxid siřičitý dobře reaguje s uhličitany na povrchu, zatímco ultrafialové sluneční záření disociuje vodu.
Oblačnost a teplota
Mraky kyseliny sírové se po globální sérii sopečných erupcí mění v tloušťce. Zpočátku mraky houstnou, protože se do ovzduší uvolňuje voda a kyselina sírová. Poté se ztenčují, jak se koncentrace těchto plynů snižuje. Asi po 400 milionech let od začátku vulkanismu jsou kyselé mraky nahrazeny řídkými vodními mraky ve vysokých nadmořských výškách.
Klimatické variace na Venuši
Planetu křižují trhliny a vrásy. Některé z těchto konfigurací, alespoň zvrásněná pohoří, mohou souviset s časovými změnami klimatu. Teorie ukazuje, že tyto zvláštní a nepřátelské podmínky prostředí jsou udržovány díky doplňkovým vlastnostem složek atmosféry. Vodní pára, i ve stopovém množství, absorbuje infračervené záření na vlnových délkách, které oxid uhličitý neabsorbuje.
Zároveň oxid siřičitý a další plyny blokují určité vlnové délky. Tyto skleníkové plyny dohromady činí atmosféru Venuše částečně průhlednou pro přicházející sluneční záření, ale téměř zcela neprůhlednou pro vyzařované infračervené záření. V důsledku toho je její povrchová teplota třikrát vyšší, než by byla bez atmosféry. Pro srovnání, skleníkový efekt Země zvyšuje její povrchovou teplotu dnes pouze o 15 % . Pokud je pravda, že sopky se potulovaly po povrchu Venuše před 800 miliony let, musely také v relativně krátkém období uvolnit do atmosféry obrovské množství skleníkových plynů.
Byl vyvinut klimatický model planety, který zahrnuje uvolňování plynů ze sopek, tvorbu mraků, úbytek vodíku v horních vrstvách atmosféry a reakci atmosférických plynů s povrchovými minerály. Mezi těmito procesy dochází k jemné interakci, která planetu ochlazuje. Vzhledem k těmto protichůdným účinkům je nemožné určit dopad vstřikování těchto dvou plynů na globální klima Venuše.
Proto lze závěrem říci, že došlo k , ale nevíme, do jaké míry mohly plyny působit na jeho změny.