Znajdź zawartość

Choć Wenus od dawna nazywana była siostrą Ziemi, wcale nie jest tak podobna, jak to sobie wyobrażano. Ekstremalne warunki panujące na jej powierzchni nie tylko nie dają realnej szansy na powstanie tam życia, ale także utrudniają badania naukowe. Temperatura do 480º Celsjusza i ciśnienie dziewięćdziesiąt razy większe od ziemskiego to nie przelewki. Żadna sonda nie byłaby w stanie przetrwać dłużej, niż paru minut w wenusjańskim piekle. Astrofizykom pozostają obserwacje z Ziemi i - ewentualnie - z orbity. Tych zresztą też nie ułatwia gruba pokrywa chmur. Jak się okazuje, ciśnienie, temperatura i skład tamtejszej atmosfery też stanowią poważne utrudnienie w poznaniu składu chemicznego skał naszej „siostry". Dlatego z inicjatywy Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) w Laboratorium Emisyjności Planetarnej (Planetary Emissivity Laboratory) w Berlinie oraz laboratorium IASF-Rome w Rzymie naukowcy odtwarzają wenusjańskie warunki w miniaturze. Cały szkopuł tkwi w tym, że w zasadzie jedynym sposobem na badanie powierzchni Wenus - podobnie zresztą jak i bardziej odległych planet - jest spektroskopia. Analiza światła emitowanego lub odbijanego przez ciała niebieskie pozwala dobrze poznać ich skład chemiczny dzięki. Każdy pierwiastek, minerał, związek chemiczny pochłania określone fragmenty świetlnego widma, pozostawiając w nim ciemne luki. Analiza widmowa jest na tyle rozwiniętą dziedziną wiedzy, że widmowe sygnatury popularnych związków identyfikowane są bez problemu. Ale nie na Wenus... Ta gorąca planeta płata nam figle: grube chmury nie przepuszczają światła widzialnego, czy ultrafioletowego. Pozostaje podczerwień, na co dzień doskonała. I tu jest problem: minerały nagrzane do tak wysokiej temperatury (dwukrotnie wyższej niż w domowym piekarniku) nie tylko promieniują silniej, ale zmienia się również ich charakterystyka widmowa. Na Ziemi nie doświadczamy takich temperatur, nie wiemy więc, jak te zmiany wyglądają. Swoje dokłada również wenusjańska atmosfera: wysokie ciśnienie i duże stężenie dwutlenku węgla. CO2 pochłania znaczną część podczerwieni, a ponieważ jest pod wysokim ciśnieniem i temperaturą, to również jego działanie nie jest całkiem oczywiste. Dlatego Joern Helbert w laboratorium berlińskim oraz Giuseppe Piccioni w Rzymie odtwarzają warunki Wenus w miniaturze. Próbki kamieni, skał, minerałów umieszczane są w specjalnej komorze, pod ogromnym ciśnieniem i podgrzewane do prawie 500º Celsjusza w atmosferze imitującej wenusjańską. Wraz ze wzrostem temperatury zaczynają świecić, najpierw w podczerwieni, później w świetle widzialnym. Temperatura zmienia ich wewnętrzną strukturę i siłę emitowanego promieniowania. Czuła aparatura analizuje te zmiany. To mrówcza praca, wymaga bowiem przetestowania niezliczonych próbek minerałów i kombinacji związków chemicznych. Gromadzenie danych i tworzenie bazy danych trwa już trzy lata. Uzyskane wyniki będzie można porównywać z tymi pochodzącymi z sondy Venus Express, a dokładnie instrumentu o nazwie VIRTIS (Visible InfraRed Thermal Imaging Spectrometer ). Venus Express jest sondą wysłaną przez ESA w 2005 roku, ma orbitować wokół Wenus do grudnia 2012 roku. Dzięki temu będzie można poznać skład chemiczny i strukturę wenusjańskiej powierzchni i atmosfery oraz lepiej zrozumieć ewolucję planet.

Jeszcze na początku ubiegłego wieku wyobrażano sobie Wenus jako planetę bagnistą, gorącą, ale pełną tropikalnego życia. Taka wizja dominowała jeszcze we wczesnej literaturze fantastyczno-naukowej. Badania wykonane przez radzieckie i amerykańskie sondy zburzyły ten piękny obraz: Wenus jest gorącym piekłem, gdzie temperatura wynosi pięćset stopni, a wody prawie nie ma. Gdyby całą wodę na Ziemi rozlać równo na całej jej - płaskiej oczywiście - powierzchni, utworzyłaby wszechocean o głębokości trzech kilometrów. Gdyby taką operację powtórzyć na Wenus, wyciskając całą parę wodną z atmosfery, powstałaby wszechkałuża o głębokości trzech centymetrów. Porównanie dobitne, ale przecież obie te planety mają wiele podobieństw, jak zapewnia Hľkan Svedhem, naukowiec biorący udział w projekcie. Podobną wielkość, masę, skład. Tylko ta temperatura i brak wody. Ale dzięki badaniom sondy Venus Express, wysłanej przez Europejską Agencję Kosmiczną, odkrywamy inne podobieństwa. Wiadomo już na pewno, że kiedyś nasza siostrzana planeta miała wodę i to w ilości pozwalającej na powstanie oceanów. Skąd wiadomo? Wyliczono, jak wiele wody Wenus traciła przez miliardy lat. Mechanizm utraty wody jest ciekawy, bo niespotykany u nas: intensywne promieniowanie ultrafioletowe bliskiego Słońca niesie tak dużą energię, że powoduje rozbijanie cząsteczek H2O na jony tlenu i wodoru. Te, jako lekkie gazy, łatwo uciekają w przestrzeń kosmiczną. Ucieczkę rejestruje sonda, proporcje zaś traconych gazów odpowiadają składowi wody. Mając dane ilościowe łatwo obliczyć, jak wiele wody musiała zawierać atmosfera Wenus w konkretnym czasie. Sam fakt tego zjawiska, a także wyliczenia, potwierdzone są przez zaobserwowane gromadzenie się ciężkiej odmiany wodoru w górnych partiach atmosfery planety: deuter, jako cięższy, ucieka znacznie mniej chętnie, niż zwykły wodór. Wody zatem, jak zapewnia Colin Wilson z Uniwersytetu w Oksfordzie, kiedyś było pod dostatkiem, ale czy tworzyła ona oceany? To zagadnienie interesuje szczególnie naukowców zajmujących się możliwością powstania życia na dawnej Wenus. Obecne dane nie pozwalają na stwierdzenie tego z cała pewnością, ale według obecnych modeli raczej nie. Eric Chassefičre z Uniwersytetu Paris-Sud wykonał symulację, z której wynika, że wody było dużo jedynie na bardzo wczesnym etapie rozwoju planety i była ona wyłącznie atmosferyczna. Powierzchnia planety była wówczas jeszcze w stanie ciekłym, ubytek pary wodnej w atmosferze spowodował spadek temperatury i zestalenie się gruntu. Wówczas wody pozostało już niewiele. Istnieje oczywiście możliwość, że w późniejszym okresie tworzyły się niewielkie zbiorniki z wody dostarczanej przez zderzające się z planetą komety, ale morza są wedle współczesnej wiedzy wykluczone. Kwestia podobieństw między Ziemią a Wenus będzie jedną z kwestii poruszanych na międzynarodowej konferencji we francuskim Aussois, która rozpoczyna się w tym tygodniu.

Amerykańscy i europejscy naukowcy wykryli w atmosferze Wenus i Marsa dziwną cząsteczkę. Jest to nietypowo zbudowany dwutlenek węgla. Niewykluczone, że to właśnie on odpowiada za efekt cieplarniany Gwiazdy Porannej. Wzmianki dotyczące cząsteczki pojawiły się w kwietniu zeszłego roku, kiedy na orbicie Wenus znalazała się pierwsza sonda Europejskiej Agencji Kosmicznej Venus Express. Wtedy to międzynarodowy zespół astronautów zetknął się z zaskakującą sygnaturą absorpcji promieniowania o długości 3,3 mikrometra (jest to tzw. średnia podczerwień, ang. mid-infrared, MID). Na pokładzie sondy znajduje się atmosferyczny spektrometr podczerwieni (ang. Infrared Atmospheric Spectrometer). W pewnym momencie był on nakierowany na zachód słońca za planetą i mierzył, jakiej długości promieniowanie jest pochłaniane przez tworzące atmosferę Wenus gazy. Łatwo określić skład atmosfery, ponieważ różne gazy pochłaniają promieniowanie o różnej długości. Wtedy właśnie zaobserwowano dziwną sygnaturę w rejestrach średniej podczerwieni, której nie umiano zidentyfikować. To było wyraźne i systematyczne, ponadto wzrastało wraz z zagłębianiem się w atmosferę. Dlatego wiedzieliśmy, że to coś realnie istniejącego [a nie błąd pomiarowy – przyp. red.] – opowiada szef zespołu Jean-Loup Bertaux. W grudniu zeszłego roku Mike Mumma z NASA wspomniał, że teleskopy z obserwatorium na Hawajach odkryły w atmosferze Marsa cząsteczki o podobnych właściwościach fizycznych. Oba zespoły porównały opisane przez siebie sygnatury i okazało się, że są one identyczne. Nietypowy CO2 zawiera jeden "normalny" tlen z ośmioma protonami i ośmioma neutronami i drugi z 8 protonami i 10 neutronami. Naukowcy domyślili się, że może chodzić o izotop któregoś z pierwiastków w dwutlenku węgla, ponieważ atmosfery Marsa i Wenus składają się w większości z tego właśnie gazu (ok. 95%). Ponieważ odmiennie zbudowane cząsteczki pochłaniają więcej energii niż zwykłe cząsteczki CO2, na Wenus mamy do czynienia z efektem cieplarnianym. W atmosferze Ziemi dwutlenek węgla stanowi tylko 0,04%, a ponieważ opisany izotop tlenu wchodzi w skład tylko 1% cząsteczek, w znikomym stopniu przyczyniają się one do ocieplenia naszego klimatu.