Skleníkové peklo na Venuši a šance na život

Byla Venuše už od svého zrození horkým peklem? Co když ještě donedávna překypovala životem a z modrého, Zemi podobného drahokamu ji ve žhnoucí pec proměnil kataklyzmatický nárůst skleníkového efektu? O minulosti Venuše toho víme příliš málo. Většina záhad ještě nedávno zajímala jen planetology či kosmochemiky. V poslední době se však vědecká komunita i laická veřejnost ptá, zda se může život vznášet v oblačné vrstvě zakrývající horoucí peklo. Důkazem o jeho existenci má být údajný a údajně také jinak nevysvětlitelný výskyt fosfanu v atmosféře.

Venuše má téměř stejnou hmotnost a velikost jako Země, proto bývá nazývána její sestrou. Obíhá jen o něco blíže Slunci a halí ji neproniknutelný háv oblačnosti. Její pozorování přineslo lidstvu nejeden fascinující objev.

V kostce by se současná představa o Venuši dala shrnout do obrazu horkého vyprahlého světa, pokrytého zejména sopečnými planinami (80 % povrchu), posetými balvany či plochými buchtami vzniklými utuhnutím lávy. Chemické složení atmosféry, v níž dominuje oxid uhličitý s příměsí dusíku, je dáno hlavně sopečnou činností. Měření například odhalila, že kolísání koncentrace oxidu siřičitého zřejmě poukazuje na proměnlivost sopečné činnosti stovek tisíc malých vulkánů či na velkou erupci jedné ze stovek až tisíců obrovských sopek. Ke kolísání dochází v řádu desítek let. Tlak na povrchu dosahuje 92 barů a běžná teplota povrchu je kolem 420 °C, v některých oblastech až 490 °C.

Vysoké teploty jsou dány hlavně silným skleníkovým efektem. K povrchu planety skrze hustou oblačnost dorazí pouze 17 Wm^–2 slunečního záření. Tato intenzita světla by se dala přirovnat k podvečeru během zamračeného zimního dne. Venuše je totiž zahalena oblaky z kyseliny sírové. Vyskytují se v nich také aerosoly elementární síry, chloridů hliníku a železa i oxidů fosforu, kromě toho také kyseliny chlorovodíková a fluorovodíková, rovněž chlor, sulfid karbonylu a vodní pára. Koncentrace těchto chemikálií je ovšem nízká (od stovek ppm do zlomků ppm). Je jasné, že tyto podmínky jsou zcela nevhodné pro život, jak jej známe.

Oáza v oblacích?

Už pět let po Marineru 2 (průlet kolem Venuše v prosinci 1962) Carl Sagan s kolegou Howardem Morowitzem publikoval krátký článek s názvem (volně přeloženo) „Život v oblacích Venuše?“ – první spekulaci o biosféře vznášející se nad povrchem planety [1]. Vysoko v oblacích totiž nalezneme místo, kde se tlak a teplota blíží příjemným hodnotám na povrchu Země, a mohou tedy být z fyzikálního hlediska potenciálně přívětivé pro život.

Tato oblast se nalézá ve výškách 47,5–50,5 km. Teploty jsou zde kolem 60 °C a tlak kolem 1 baru, přičemž o několik kilometrů výše už tlak klesá k 0,5 baru a teplota se blíží k 30 °C. Život by si však i tak musel poradit s jinými extrémy – především s aerosolem tvořeným kyselinou sírovou s menším množstvím vody (do výšky až 58 km), s ultrafialovým i částicovým zářením. Saganovu a Morowitzovu myšlenku není třeba hned zavrhovat: Lze si představit kandidáty z řad pozemských extrémofilů, kteří by pravděpodobně byli schopni v podobných podmínkách přežít a množit se. Otázkou však zůstává, zda je oblačná vrstva vhodná jako stálý habitat. Na Zemi můžeme v troposféře i stratosféře nalézt bezpočet spor mikroorganismů a plísní a tyto organismy velmi pravděpodobně využívají atmosféru jako „vzdušný most“ k osídlení dalších stanovišť. Nevíme nicméně o žádném organismu vyloženě specializovaném na život v atmosféře.

Na odhalení čeká ještě řada tajemství z minulosti i současnosti Venuše. Na složeném snímku, vycentrovaném na 180° východní délky, vidíme povrch planety zachycený radarovým snímkováním z paluby sondy Magellan (NASA). Barvy jsou doplněny uměle podle barevných snímků pořízených sovětskými sondami Veněra 13 a 14.Snímek NASA, JPL

Na Venuši mohla v minulosti existovat kapalná voda – modely naznačují, že takový stav mohl díky pomalému otáčení, které umožňuje efektivní chlazení, trvat až tři miliardy let. (Podrobněji v textu.) Ilustrace je inspirována článkem Way M. J. et al.: Geophys. Res. Lett., 2016, DOI : 10.1002/2016GL069790.Ilustrace NASA

Sara Seagerová s kolegy loni publikovala práci [2] o možné dynamice kapének obsahujících mikroorganismy v různých vrstvách oblačného pokryvu Venuše. Zjednodušeně řečeno, jsou-li vyneseny atmosférickými proudy vysoko nad oblačnost, cyklus končí; klesnou-li kvůli své hmotnosti níže, kde je teplota vyšší, kapénka se vysuší a případné spory mohou být snáz opět vyneseny vzestupným prouděním do přívětivějších oblastí, kde cyklus pokračuje. Jde samozřejmě o poměrně jednoduchý model založený na současných znalostech dynamiky oblačné vrstvy, nicméně ukazuje, že dlouhodobé setrvání života v atmosféře je představitelné.

Jiní autoři se zabývali pravděpodobným množstvím biogenních aerosolů na Venuši (s tím výsledkem, že v lepším případě by mohly být pigmenty využívané například při fotosyntéze zachytitelné spektroskopicky a případný život by byl téměř jistě detekovatelný sondami in situ), modelovými organismy jako třeba acidofilní a termofilní ruduchou Cyanidium caldarium, přítomností dosud neidentifikované látky silně absorbující UV záření v oblačné vrstvě (padly spekulace, že by mohlo jít o ochrannou vrstvičku síry sekretovanou případnými mikroorganismy), možnými metabolickými drahami a tak dále.

Práce o šancích na život v oblacích Venuše se pomalu, ale jistě množily, k nevalnému zájmu kosmických agentur, soustředěných z hlediska astrobiologie převážně na Mars a ledové měsíce obřích planet. Koncem září 2020 však proběhly světovými médii fantastické zprávy jako vystřižené z bulvárních žurnálů a komiksů počátku 20. století. Tým britské astronomky Jane Greavesové oznámil detekci jedné absorpční čáry fosfanu (PH3) v atmosféře Venuše za využití teleskopu Jamese Clerka Maxwella (JCMT) a soustavy teleskopů ALMA v oblasti milimetrových rádiových vln [3]. Tým vypočetl, že koncentrace by měla odpovídat 20 ppb (20 částic z miliardy), což je asi jako jedna kapka v desetikubíkovém zahradním bazénu. Později ohladili hrany svého tvrzení a koncentraci snížili na 1 ppb.¹⁾ Nutno podotknout, že v atmosférické chemii to i tak představuje poměrně významné množství, protože celkový počet takových kapek v „bazénu“ (tedy atmosféře Venuše) o hmotnosti 93× větší, než je hmotnost pozemské atmosféry, je řádově stovky milionů až miliardy tun. A co více, fosfan se údajně hromadí ve vrstvě atmosféry 53–61 km nad povrchem, tedy právě v zóně života.

Svou práci autoři doplnili sofistikovaným chemickým modelem atmosférické chemie, který nebyl s to identifikovat jakýkoliv dostatečný zdroj fosfanu v atmosférické chemii planety. V závěru studie říkají: „I kdyby byl výskyt fosfanu potvrzen, jeho detekce není jasným důkazem o existenci života, svědčí pouze o anomální a nevysvětlené chemii.“ Jenže veřejnost i někteří vědci tento fakt pojali jako důkaz, že fosfan produkují živé organismy. Nutno dodat, že některé části původní studie jasně odkazují na fosfan coby atmosférickou složku „slibnou jako důkaz života na kamenných planetách“, přičemž konstatují, že „fosfan v pozemské atmosféře je asociován výhradně s antropogenní aktivitou a výskytem života“. V článku si tak každý najde to své.

Ale proč je vlastně kolem fosfanu tolik povyku? Fosfan, molekula obsahující jeden atom fosforu a tři atomy vodíku, se právě loni objevil na seznamu možných biosignatur, tedy chemických známek života na exoplanetách. Článek napsala jedna z autorek zmíněné studie prokazující výskyt fosfanu na Venuši. Je však potřeba zdůraznit, že více či méně spolehlivých biosignatur jsou stovky, ne-li tisíce, a u většiny z nich musíme ještě lépe prozkoumat jejich reakční kinetiku a mechanismy vzniku a zániku za různých podmínek. Jejich role rovněž není jednoznačná. Obecně vzato možné zachycení výskytu života shrnuje poučka, která říká, že jakákoliv odchylka od rovnovážné chemie může indikovat jeho existenci. Takovou odchylku reprezentuje přítomnost chemické látky označované za biosignaturu v prostředí, kde nemá co dělat. Fosfan na Venuši je chytrou horákyní, jež tuto podmínku splňuje i nesplňuje. Na základě současného stupně poznání by v atmosféře Venuše být neměl. Jenže odchylku od rovnovážné chemie nelze popsat modelem, který je podezřelý z nekompletnosti.

Na rozdíl od snadno vysvětlitelné přítomnosti fosfanu v atmosféře Jupiteru a Saturnu v koncentracích dokonce o řád převyšujících ty nalezené na Venuši je jeho existence na této planetě skutečně obtížně vysvětlitelná, ačkoliv model atmosférické chemie obsahoval 75 relevantních chemických kanálů. Ukázalo se, že na Venuši by muselo být 200× více sopek, než se pozoruje, o deset milionů více blesků či o sto milionů více impaktů meteoroidů. Tým spoluautora článku Martina Feruse však nedávno provedl teoretické zhodnocení možného fotochemického vzniku fosfanu v atmosféře s velmi slibnými výsledky. Závěry je nutno ověřit experimentálně, nicméně to znamená, že i abiotické cesty jeho vzniku mohou existovat.

Na plynných obrech je situace jiná. Fosfan vzniká za extrémních tlaků a teplot (řádově vyšších než na Venuši) a je vzestupným prouděním vynášen výše do jejich atmosfér. Atmosféra plynných obrů obsahuje všechny vhodné komponenty: plynný vodík i elementární fosfor. Má se dokonce za to, že barevné pásy v atmosférách Jupiteru a Saturnu mají na svědomí alotropické modifikace fosforu. Na Zemi fosfan produkují mikroorganismy žijící v bezkyslíkatém prostředí bažin a trávicích traktů živočichů. Ve čtyřicátých letech se předpokládalo, že bludičky v bažinách a na hřbitovech jsou způsobeny právě samovznícením fosfanu. Důkaz o vzniku fosfanu v čistírnách odpadních vod byl podán na konci osmdesátých let minulého století.

Souboj článků

Jak se tedy vzala redukovaná sloučenina fosforu v silně oxidované atmosféře Venuše, kde by se měla rychle rozkládat? Jednou z možností, samozřejmě tou mediálně nejskloňovanější, je právě život. Přítomnost fosfanu na Venuši podpořila i nová analýza starých dat z mise Pioneer Venus. Objevily se i preprinty článků zpochybňujících detekci, a to s poměrně pádnými argumenty. Ignas Snellen s kolegy objevil chybu ve zpracování dat ze soustavy ALMA [4] (data byla následně kvůli nové analýze dočasně stažena z repozitáře) a tým Geronima Villanuevy ukázal, že absorpční čára fosfanu v datech z JCMT mohla být pouze šumem z přítomnosti oxidu siřičitého – který se na Venuši prokazatelně vyskytuje [5].

Po polovině loňského listopadu byla data ze soustavy ALMA po novém zpracování opět zveřejněna – a stále poukazují na pravděpodobnou přítomnost fosfanu, byť v menší míře než předtím. Stále tu máme také podporu v datech Pioneer Venus, byť revize bezmála půlstoletí starých dat má svá úskalí. Naopak k datům z JCMT vyšel další preprint z pera Marka Thompsona, který je prověřil za použití bootstrappingu analýz polynomů nižšího i vyššího řádu, jimiž data prokládal, a nenašel statisticky významné stopy fosfanu [6].

Můžeme v této chvíli konstatovat, že přítomnost fosfanu v oblačné vrstvě Venuše je dost dobře možná, ovšem nejistá – a bez dalších pozorování, nejlépe přímo na místě, budeme těžko schopni říci cokoli jednoznačnějšího. Je možné využít další pozemské teleskopy, například SOFIA, nicméně opravdovou jistotu přinesou teprve nové kosmické mise. Letos na jaře NASA schválila hned dvě mise k Venuši: DAVINCI+ a VERITAS. Krátce nato oznámila ESA také schválení mise EnVision. Sonda DAVINCI+ poprvé po čtyřech desetiletích podrobně zmapuje složení a dynamiku atmosféry v různých vrstvách a pořídí snímky povrchu. VERITAS nám poskytne cenná data o geologii planety, zatímco EnVision kromě doplnění dat o atmosféře a geologii nasbírá informace o gravitačním poli Venuše nebo o možném aktivním vulkanismu. Na přípravě mise EnVision se bude v rámci výroby komponent družice i vědeckou účastí podílet také ČR.

Ať už se nakonec fosfan na Venuši spolehlivě najde, nebo nikoli, dávno bylo načase se na ostudně přehlíženou Venuši vrátit. O její minulosti totiž nevíme téměř nic – a přitom je její poznání zásadní pro posouzení šancí na život tamtéž, pro budoucnost Země i pátrání po životě v jiných hvězdných soustavách.

Neznámá minulost Venuše

Byla Venuše odjakživa skleníkovým peklem, jímž je dnes? Zhruba od osmdesátých let minulého století se klimatické modely snaží tuto otázku objasnit. James Kasting, autor první ucelené představy obyvatelné zóny, v roce 1988 spočítal, že vzhledem k sílící zářivosti Slunce by na Venuši, pakliže mívala vodní oceán, došlo zhruba za 600 milionů let k nástupu překotného skleníkového efektu a odpaření oceánů. Voda je silný skleníkový plyn, navíc se tím planetární klima dostává do nebezpečné pozitivní zpětné vazby – čím více páry je v atmosféře, tím více se planeta ohřívá a tím rychleji se nadále odpařují oceány, čímž se uvolňuje vodní pára. Sám Kasting nicméně uvádí, že tento základní model nepočítá s ochlazujícím vlivem oblačnosti, která zvyšuje albedo planety a odráží část záření schopného zahřát planetu zpět do vesmíru. S padesátiprocentním pokryvem oblačností se kritická hodnota oslunění zvýší z původního 1,4 dnešního oslunění Země (což odpovídá poměrně rané Venuši) na 2,2, což je o něco málo více než současné oslunění Venuše; při celoplanetárním pokryvu dokonce na 4,8.

Evropská sonda EnVision by měla sbírat informace o atmosféře, geologii, gravitačním poli i možném aktivním vulkanismu na Venuši. Měla by pomoci odpovědět na otázku, proč se osudy Země a její „sestry“ tak dramaticky liší. Start je plánován na rok 2031. Letos do přípravy mise vstoupil český kosmický průmysl, a EnVision tak ponese významnou českou stopu.Ilustrace ESA

Modely jsou nutně zjednodušující. Právě míra oteplujícího vlivu vodní páry a ochlazujícího vlivu mraků je mimochodem jedním z řady důvodů, proč se předpovědi oteplení Země v příštím století mohou poměrně výrazně lišit, jakkoli zřejmá a prokázaná je sama antropogenní změna klimatu. Máme ovšem štěstí, že nějaké jednotky stupňů a staletí nás u Venuše netrápí, takže není žádným pochybením vesele „jednoduše“ počítat, kolik záření odstíní jaký podíl oblačnosti. Pozdější modely navázaly na vliv nejen oblačnosti, ale také rychlosti rotace. Venuše rotuje extrémně pomalu: kolem své osy se otočí jednou za zhruba 242 dní, což je déle než její rok. Pokud předpokládáme, že už raná Venuše měla takto pomalou rotaci, šance na její dlouhodobou obyvatelnost rapidně stoupají.

Pomalu se otáčející planety se totiž dokážou efektivněji ochlazovat. Zjednodušeně řečeno, zatímco na aktuální denní straně se díky vyšší vlhkosti vytvoří oblačný pokryv odrážející velkou část záření, noční strana může fungovat jako radiátor vyzařující přebytečné teplo do vesmíru. Modely týmu Michaela Waye ukazují, že s pomalou rotací by si Venuše mohla zachovat povrchovou kapalnou vodu po dobu až tří miliard let – to znamená po větší část existence sluneční soustavy a soudě dle Země dost dlouho na to, aby se na ní rozvinul poměrně vyspělý (ač třeba nikoli makroskopický) život. Rotace samozřejmě není jediný faktor. Celkové množství vody, rozložení pevniny a oceánu a jeho dynamika i další vlivy též hrají nezanedbatelnou roli. Klíčový v nastartování překotného skleníkového efektu mohl být vulkanismus. Ukazuje se tudíž, že Venuše byla dost možná obyvatelná (a třeba obývaná?) po delší část své historie.

Existují ovšem i modely předpokládající pravý opak a počítající s tím, že vodní pára v primordiální atmosféře Venuše dostatečně rychle nezkondenzovala a postupně došlo k odplynění takového množství dalších skleníkových plynů, zejména oxidu uhličitého, že k tomu nikdy nedostala šanci. Jaký scénář vývoje Venuše je tedy správný? To bohužel nezjistíme bez vyslání dalších sond. Za čtvrt století od konce mise Magellan, která Venuši zmapovala pomocí radarových měření, navštívily planetu jen dvě sondy: evropský Venus Express a japonská Akatsuki. Ani jedna ovšem nebyla vybavena k detailnímu studiu chemicko-fyzikálního složení atmosféry včetně poměru izotopů jednotlivých prvků.

Právě v tom je zakopaný pes. Izotopy vyprávějí příběhy. Vezměme si třeba vzácný plyn xenon. Ten má celkem devět stabilních izotopů – a každý nám vypráví trochu jinou historii: o ztrátě atmosféry, odplynění, dopadech komet a meteoritů, radioaktivním rozpadu… Na Venuši jsou rámcově změřené například poměry izotopů vodíku (tam nám větší poměr deuteria vůči lehkému vodíku než na Zemi ukazuje na významnou ztrátu vody v minulosti), argonu a neonu, ale k lepšímu porozumění její minulosti potřebujeme mnohem podrobnější data. Nejde jen o vodík a vzácné plyny, původ a frakcionizaci jejich izotopů. Prakticky každý prvek nám může objasnit část planetární historie – a pouze změření izotopického poměru co nejvíce z nich nám dokáže poskytnout co nejucelenější, nejspolehlivější obrázek.

Sonda VERITAS, kterou letos na jaře schválila NASA, by měla prostřednictvím radarového snímkování ve vysokém rozlišení nasbírat důležité informace o topografii a geologii povrchu Venuše. Odstartovat by měla někdy mezi roky 2028 a 2030.Ilustrace NASA, JPL-Caltech

Sondy jako DAVINCI+ a VERITAS mohou být prvním krokem k získání těchto poznatků. Je však otázkou, co přinesou, neboť se předpokládá, že Venuše prošla před několika stovkami milionů let kataklyzmatickou sopečnou událostí, která doslova přeorala její povrch. Někteří vědci předpokládají, že jestliže do té doby byla Venuše obyvatelná, právě toto znamenalo konec života na ní.

Na otázky ohledně Venuše by nám mohl odpovědět rovněž podrobný průzkum Měsíce. Odhaduje se, že dráhu Země a Měsíce mohlo v minulosti zkřížit až 10 miliard meteoroidů vymrštěných impakty velkých asteroidů na Venuši. Zatímco marťanské meteority dobře známe i z povrchu Země, meteority z Venuše bude velmi těžké najít. Měsíc však může v tomto ohledu poskytnout zajímavý archiv minulosti. Z těchto meteoritů se pak bude dát vyčíst historie Venuše včetně informací, zda a kdy na ní byla kapalná voda.

Proč se vracet?

Nabízí se samozřejmě otázka, proč se na Venuši vracet. Proč se nesoustředit na jiná zajímavá místa sluneční soustavy – mimo Mars např. na ledové měsíce, ale i plynné a ledové obry. A co teprve tělesa vzdáleného Kuiperova pásu? Venuše je blízko – je pro nás nejsnáze dosažitelnou planetou. Přistávací mise, které by měly vydržet déle než pár hodin, by sice byly extrémně složité na provedení, orbitální mise nebo atmosférické sondy ovšem nikoli. Jenže na druhou stranu, co nového přinesou kromě potvrzení či vyvrácení detekce fosfanu?

Venuše má ovšem zvláštní pozici. Může nám totiž napovědět leccos o vzdálené budoucnosti Země vzhledem k tomu, že výkon Slunce stále roste, a posloužit jako cenný zdroj poznatků k výzkumu exoplanet. Kontroverze kolem detekce fosfanu na Venuši nám jasně ukazuje nedostatky nepřímého pozorování a využití konceptu biosignatur. Žádná biosignatura sama o sobě není stoprocentní známkou života – ani molekulární kyslík na planetě podobné Zemi, jak by někoho teď mohlo napadnout. Ostatně sama Venuše mohla mít po odpaření oceánu jistou dobu atmosféru velmi bohatou na kyslík, neboť vodní páru by postupně rozkládalo sluneční záření a vodík jako nejlehčí plyn relativně snadno unikne do vesmíru, zatímco kyslík musí v atmosféře oxidovat.

Musíme si tedy dát pozor na jásání nad objevem druhé Země – dost možná bychom za absence dalších dat pozorovali spíše druhou Venuši. Potřebujeme znát složení atmosféry (a ideálně co nejvíce vlastností dané planety a její soustavy) co nejpodrobněji a soustředit se spíše na chemické nerovnováhy než jen na jednotlivé molekuly. Příběh fosfanu též ilustruje, že jakkoli vyspělá je současná spektroskopie, i ve sluneční soustavě narážíme na limity našich přístrojů, pozorovaného prostředí a způsobů analýzy dat. V případě exoplanet nebudeme mít šanci vyslat sondu, která zajistí přímá pozorování. Proto bychom tuto šanci měli o to víc využít u Venuše a získat další data, o něž se u exoplanet budeme moci opřít.

Z tohoto pohledu je pro nás Venuše spolu se Zemí nejcennější planetou Sluneční soustavy a rozhodně stojí za to ji poznat lépe. Pak je tu samozřejmě již diskutovaná otázka obyvatelnosti Venuše. Jedině poznání její minulosti nám napoví, zda a jak dlouho si pravděpodobně udržela kapalnou vodu a třeba i život. K tomu je nezbytný průzkum složení její atmosféry a ideálně i povrchu (neboť tamní nejstarší geologické oblasti, takzvané tessery, by si teoreticky mohly zachovat geochemické známky přítomnosti vody nebo i deskové tektoniky – dnes ji Venuše nemá, ale co kdysi?).

Poznání minulosti Venuše nám řekne nejen to, jestli a jak dlouho patrně byl obyvatelný její povrch, ale i zda případný život měl vůbec šanci na migraci do oblačné vrstvy. Jakých maximálních teplot dosáhly povrch Venuše i různé vrstvy její atmosféry v průběhu překotného skleníkového efektu? (Původní Kastingův model naznačuje až 1500 °C, což by patrně s přežitím čehokoli ani vysoko v atmosféře nebylo slučitelné.) Nakolik dlouhodobě stabilní je současná oblačná vrstva Venuše – je možné, že planeta třeba před půl miliardou či miliardou let zdaleka neměla celoplanetární oblačný pokryv?

Obyvatelnost planet ovlivňuje řada faktorů navzájem propojených složitými zpětnými vazbami, a pokud chceme pátrat po „druhé Zemi“, musíme jim co nejlépe porozumět. Právě Venuše nám v tom může významně pomoci. Zatím zůstává planetou záhad, zahalenou svým neproniknutelným závojem oblak. O to důležitější je co nejdříve se tam vrátit.