Astronomowie wyjaśnili, dlaczego Wenus tak szybko straciła wodę z atmosfery

Wenus w przeszłości w wyobrażeniu artysty i Wenus w teraźniejszości na obrazie aparatu Mariner 10 / © NASA, JPL-Caltech.

Wenus i Ziemia powstały w podobnych warunkach. Dlatego skład izotopowy i ilość wody na Wenus powinny być takie same jak na naszej planecie. Oznacza to, że po powstaniu wody na niej wystarczyłoby na globalny ocean o głębokości trzech kilometrów. Należy zauważyć, że prawdopodobnie nie był tam faktycznie, ponieważ na tej planecie zawsze było gorąco. Dziś jednak, jak wynika z obserwacji, wody na Wenusie ledwo wystarczyłoby na stworzenie trzycentymetrowego “oceanu”. Ponadto w tej wodzie jest nadzwyczaj dużo deuteru – izotopu wodoru z jednym neutronem w jądrze. Co się stało?

Wenus straciła znaczną część swojej wody w pierwsze dwa miliardy lat. Ze względu na gorącość część pary wodnej, którą była nasycona atmosfera planety, osiadała w górnych warstwach. Tam molekuły rozpadły się, a lekkie atomy wodoru uciekły w kosmos. To właśnie dzięki temu udział atomów ciężkiego wodoru stał się nadzwyczajnie wysoki. Taki scenariusz nazywany jest “eksplozywnym efektem cieplarnianym”.

Proces zatrzymuje się, gdy stężenie wodoru w górnych warstwach spada poniżej 10 procent. Wtedy temperatura tam spada, a molekułom wodoru brakuje już energii do lotu w kosmos. W tym momencie kończy się “termiczny” okres utraty wodoru. Problem polega na tym, że ten “punkt zwrotny” następuje, gdy na planecie pozostaje jeszcze wystarczająco dużo wody – wystarczyłoby na globalny ocean o głębokości około stu metrów, a w skrajnym przypadku nawet dziesięciu metrów. Oto dlaczego naukowcy starają się zrozumieć, jak Wenus przeszła drogę od dziesiątek metrów do współczesnych trzech centymetrów.

Energię wystarczającą do “ucieczki” wodór może otrzymać również w wyniku procesów chemicznych. W 2023 roku grupa badaczy z Uniwersytetu Kolorado w Boulder (USA) zbadała 47 mechanizmów chemicznych powstawania takiego “gorącego” wodoru na Marsie. Wzięli pod uwagę wysokość przeprowadzenia reakcji nad powierzchnią planety i ilość energii, którą mogłyby uzyskać molekuły. Okazało się, że najbardziej wpływowy mechanizm to tzw. Dysocjacyjna rekom­binacja jonu formylo (HCO+).

Podczas spotkania z elektronem kation formylo rozpada się na tlenek węgla (CO) i wodór (H). Według szacunków naukowców, ten proces dostarcza więcej “gorącego” wodoru niż wszystkie inne wcześniej badane procesy.

W nowej pracy, opublikowanej w czasopiśmie “Nature”, grupa naukowców oszacowała, jak rozpad HCO+ mógł wpłynąć na atmosferę Wenus. Okazało się, że wpłynął istotnie. Wraz z rozpadem HCO+ ilość “ucie­kających” atomów wodoru prawie podwoiła się. Taki tempo utraty jest wystarczający, aby wyjaśnić współczesne warunki na Wenus. Planeta ma czas “zetrzeć się” i osiągnąć współczesne równowagę w okresie po pierwotnej “cieplarnianej” utracie wodoru.

Po lewej stronie: współczesne straty wodoru na Wenus. Na osi pionowej zaznaczona jest wysokość nad powierzchnią planety, na osi poziomej – objętość “produkcji” uciekającego wodoru. Czerwonym kolorem wyróżniono oceny z poprzednich badań, zwróć uwagę na wysokość, na której zachodzą procesy. Niebieskim – teoretyczne straty z rozpadu HCO+.

Po prawej stronie: schematyczna historia wody na Wenus. Na osi pionowej – głębokość “oceanu”, na osi poziomej – miliardy lat od powstania planety. Czarną łukiem zaznaczone są teoretyczne straty z efektu cieplarnianego. Czerwoną linią – dalsze straty wodoru według innych badań, zbiegają się one ledwie do współczesnego stanu Wenus. Niebieskim – straty uwzględniające rozpad HCO+ / © Chaffin et al, Nature (2024)

Powód, dla którego nikt nie próbował ocenić wpływu dysocjacyjnej rekombinacji kationu formylo na utratę wody z atmosfery, jest prosty: nie przeprowadzono odpowiednich pomiarów. Spektrometr Pioneer Venus mierzył proporcje pierwiastków, żaden z których nie pozwalał na oszacowanie HCO+.

Inny jego instrument teoretycznie mógłby wykryć jony HCO+, ale w praktyce nie udało się. Instrumenty sondy Venus Express również nie były wystarczająco czułe na tego typu pomiary. Ponadto nie pobrali próbek z takiej wysokości, na której przeprowadza się reakcję HCO+.

Aby zweryfikować te założenia, potrzebne są nowe obserwacje i modele. Planowane misje na Wenus – DAVINCI, VERITAS, EnVision i inne – będą mogły zebrać pomiary zarówno w “mieszanych” niższych warstwach atmosfery, jak i nad chmurami. Niestety, ich instrumenty również nie będą w stanie śledzić “ucie­kającego” wodoru i deuteru. Według autorów badania, do tego potrzebne są wysokoczulne obserwacje spektralne.

Po dowiedzeniu się, z jaką prędkością Wenus traci wodór dziś, naukowcy będą mogli oszacować, kiedy na tej planecie skończył się okres “szklarniowy” strat wody. Obecnie sądzimy, że planeta traciła wodę przez cały czas swojego istnienia, ponieważ w przeciwnym razie nie zdążyłaby tak “wyschnąć”. Jeśli jednak proces przebiegał szybciej, mógł rozpocząć się później. Oznacza to, że przez pewien czas na planecie mogły istnieć oceany. Niemniej jednak, jak już wspomniano, jest to mało prawdopodobne.