Existoval na Venuši život? A pokud ano, co bylo příčinou jeho zkázy? (1.)

Anglický astronom Richard A. Proctor v roce 1870 napsal: „Je jasné, že vzhledem k menší vzdálenosti Venuše od Slunce stačí málo, aby byly velké části jejího povrchu neobyvatelné pro bytosti podobné těm pozemským. Kvůli této blízkosti budou v tropických oblastech teploty nesnesitelné. Ale v mírných a chladných pásmech mohou pravděpodobně existovat lokality s podnebím, které by nám dobře vyhovovalo. […] Nenacházím žádný důvod zamítnout, že Venuše může být plná stvoření tak vyspělých, jaká žijí na Zemi.“

Šlo ovšem o pouhé předpoklady. Dlouho se nedařilo ani určit rotační periodu Venuše. Při pohledu ze Země neviděli astronomové na jejím povrchu žádné útvary, které by pravidelně měnily polohu v závislosti na rotaci planety. Došli proto dokonce k závěru, že celé těleso může pokrývat souvislý oceán. Teprve později se zjistilo, že Venuši obklopuje velice hustá atmosféra a halí ji spojitá vrstva oblačnosti. Úspěšná tak byla až pozorování pomocí radaru: odhalila skutečnou tvář planety a umožnila určit její rotační periodu.

Názor na existenci života na Venuši se změnil v okamžiku, kdy další pozorování naznačila velmi nepříznivé podmínky. Sovětské a americké sondy potvrdily, že teplota povrchu tělesa přesahuje 400 °C a tamní atmosférický tlak je 93× vyšší než na Zemi.

Sestra modré planety

Dnešní Venuše představuje doslova pekelné místo kvůli vysoké teplotě a obrovskému atmosférickému tlaku na povrchu. Evropská sonda Venus Express však zjistila, že tomu tak nebylo vždy. Ve vzdálené minulosti se druhá planeta Sluneční soustavy pravděpodobně velmi podobala Zemi a možná obsahovala i značné množství vody.

„Venuši postihla klimatická katastrofa, zatím ovšem nevíme, o jakou událost se jednalo ani kdy k ní došlo,“ vysvětluje David Grinspoon z Denver Museum of Nature and Science. Planeta tak přišla téměř o veškeré zásoby vody. V minulosti mohla Venuše disponovat podobným množstvím životodárné tekutiny jako Země, nicméně při vyšších teplotách se kapalina postupně vypařovala. Ultrafialové sluneční záření pak rozložilo vodní páru na kyslík a vodík: Těžší kyslík zůstal v atmosféře a nejspíš reagoval s atomy v kůře planety, načež z ovzduší postupně vymizel. Lehčí vodík mohl naopak snadno uniknout do kosmického prostoru. Poměr vodíku a deuteria (těžkého vodíku) v plynném obalu Venuše uvedenou teorii podporuje. K dovršení všeho pak před 500–800 miliony let celý povrch planety doslova zaplavila žhavá láva.

Ozónová vrstva 

Podařilo se však zjistit, že se vysoko v atmosféře Venuše nachází vrstva ozónu. Porovnání jejích vlastností s odpovídajícími vrstvami u Země a Marsu přitom pomůže astronomům zdokonalit metody hledání života na jiných planetách.

Podle počítačových modelů vzniká ozón v plynném obalu Venuše v případě, že sluneční záření rozbíjí molekuly oxidu uhličitého, čímž se uvolňují atomy kyslíku. Atmosférické proudy je následně „vymetou“ na noční polokouli planety, kde mohou kyslíkové atomy vytvářet dvouatomové molekuly kyslíku, přičemž občas vznikne i tříatomová molekula ozónu.

Doposud vědci detekovali ozón pouze v atmosférách Země a Marsu. Na naší planetě je pak jeho přítomnost velmi důležitá pro existenci života, protože zmíněná látka absorbuje velké množství ultrafialového záření, které živé organismy ohrožuje.

Pekelné podmínky

Sonda Venus Express přidala k novým poznatkům také první svědectví, že atmosféra Venuše generuje bleskové výboje snad ještě ve větší aktivitě, než je tomu v případě Země. Vědci pak vědí pouze o dvou dalších planetách, kde lze blesky pozorovat – o Jupiteru a Saturnu.

Objev blesků na druhém členovi Sluneční soustavy je mimořádně významný, protože elektrické proudy působí jako hnací síla pro různé chemické pochody a pro rozpad molekul na fragmenty, které se následně mohou neočekávaným způsobem spojovat s dalšími fragmenty. Blesky na Venuši jsou přitom v porovnání s obdobnými jevy na Zemi, Jupiteru či Saturnu unikátní: tamní výboje totiž nesouvisejí s vodními oblaky, nýbrž s mračny obsahujícími kapičky kyseliny sírové.

Sonda Venus Express rovněž nahlížela pod hustý závoj planetární oblačnosti a poskytla nám nové údaje o povrchu Venuše: jeho teplota dosahuje 462 °C, zatímco vyvýšená místa a pohoří vystupující 5 km nad okolní terén jsou přibližně o 40 °C chladnější.

TIP: Pekelné dvojče Země: Venuše je možná Zemi podobnější, než se zdálo

Nečekané informace přinesla družice také o teplotě atmosféry a jejím proudění. Hustá oblačnost, tvořená kapičkami kyseliny sírové, se nachází 40–60 km nad povrchem. Tzv. mezosféra ve výšce 60–100 km pak představuje přechodovou oblast plynného obalu, kde silný vítr unáší ovzduší takovou rychlostí, že oblétne celou planetu jednou za čtyři dny (tzv. superrotace). Horká atmosféra se šíří na noční stranu tělesa, kde se poté ochlazuje a klesá k vrcholkům oblaků.

Pokračování příště