ALTE DOCUMENTE
|
|||||||||
Schimbari Climatice Globale pe Venus
Clima lui Venus, ca si cea de pe Pamint a suferit variatii de-a lungul timpului - acesta este rezultatul ultimelor evaluari ale legaturilor dintre activitatea geologica si shimbarile atmosferice.
Suprafata lui Venus a fost scanata de un radar aflat la bordul navei Magellan cu o rezolutie de 120 metrii ( 400 picioare) - realizand cea mai completa imagine globala disponibila pentru orice planeta, inclusiv Pamintul. Un sistem ecuatorial vast de tinutu 11211f512l ri inalte se intinde de la Terra Aphrodite cu trasaturi continentale (in stinga centrului) pana la tinuturile inalte Atla Regio ( imediat in partea dreapta a centrului) pana la Beta Regio ( departe in nord spre dreapta). Aceasta imagine este centrata la 180 grade longitudine. A fost realizata folosind proiectii sinusoidale, care spre deosebire de proiectiile folosite la hartile traditionale cum ar fi Mercator, nu distorsioneaza zona la diferite latitudini. Zonele inchise corespund solurilor la scara lungimii de unda a radarului (13 centimetrii ) ; zonele stralucitoare sunt terenuri accidentate ; striatiile meridionale sunt artifacte ale imaginii.
Topografia lui Venus cuprinde o plaja larga de elevatii, in jur de 13 kilometrii de la jos ( albastru) spre inalt (galben). Dar trei cincimi din suprafata se afla in interiorul valorii medii de 500 metrii a inaltimii, un cerc planetar de 6.051.9 kilometrii. In contrast, topologia clusterelor pamintului aflate in jurul a doua elevatii distincte care corespund cu continentele si oceanul planetar.
Cratere de impact
Craterele de impact sunt imprastiate aleator pe toata suprafata lui Venus. Marea majoritate sunt primitive ( punctele albe ) .Acestea modificate de lava (punctele rosii) sau de falii (triunghiurile) sunt concentrate in locuri precum Terra Aphrodite. Regiuni cu o mica densitate de cratere (fond albastru) sunt adesea situate in zone inalte. Densitatea mare de cratere (fond galben) sunt de obicei intilnite in platourile de joasa altitudine.
Tipuri de sol :
Solul de pe venus consta in mare parte din cimpii vulcanice (albastru). In interiorul cimpiilor se afla zone precum si caracteristici vulcanice cum ar fi coroanele (culoarea piersici) intinderi de lava (rosu ) si vulcani de diferite marimi (portocaliu) .
Virsta terenurilor
Aceasta harta geologica indica diferite terenuri si virsta lor relativa indicata de densitatea craterelor. Vulcanii si coroanele tind sa se grupeze de-a lungul zonelor ecuatoriale cu fisuri, care sunt de virsta mai mica (albastru) decit restul suprafetei lui Venus.
Teseralele, lanturile muntoase si cimpiile sunt de virsta mai mare (galben). In general suprafata lui Venus este lipsita de variatii extreme ale virstei solului asa cum sunt intilnite pen Marte sa Pamint.
Un riu pe Venus ?
Aceasta Delta exista la capatul unui canal ingust care se intinde pe 800 kilometrii prin cimpiile vulcanice din nord. Apa nu ar fi putut sapa acest canal. Venus este prea calda si prea uscata. A fost probabil rezultatul actiunii lavei bogate in carbonati si saruri sulfuroase- care implica faptul ca temperatura medie a fost in trecut cu citeva zeci de grade mai mare decit este azi. Regiunea aratata aici este de aproximativ 40 pe 90 kilometrii patrati.
Crestele incretite sunt caracteristice cimpiilor vulcanice de pe Venus. Acestea sunt paralele si distribuite uniform sugerind ca s-au format ca un intreg, au fost supuse unor tensiuni poate datorat unei echimbari dramatice de temperatura. Aceasta regiune care este parte a cimpiilor ecuatoriale, cunoscute sub denumirea Rusalka Planitia, se intinde pe aproximativ 300 de kilometrii.
Ivindu-se impreuna din cazanul presolar, Pamintul si Venus au fost inzestrate cu aproximativ aceeasi marime si compozitie. Totusi s-au dezvoltat in doua lumi radical diferite. Temperatura suprafetei surorii Pamintului este de aproximativ 460 de grade Celsius, suficient de cald pentru ca rocile sa se topeasca la aparitia oricarui vizitator pe baza de carbon. Un efect de sera mortal se dezvolta sustinut de o atmosfera al carui constituent major dioxidul de carbon este un puternic izolator . Apa lichida este inexistenta. Presiunea aerului la suprafata este de aproximativ 100 de ori mai mare decit a celei de pe pamint. In multe privinte este mai mult un ocean decit o atmosfera. Un amestec de comonenti gazosi de sulf care in combinatie cu mici vapori de apa alimenteaza chimic norii de acizi de sulf din jurul planetei.
Aceasta groaznica reprezentare a fost oferita de o flotila de 22 de nave robot care au aterizat pe Venus si au fotografiat, scanat si analizat aceasta planeta in ultimii 37 de ani.
Totusi, in tot acest timp norii opaci ai lui Venus au impiedicat o recunoastere completa a suprafetei sale. Imagini ale planetei obtinute de oamenii de stiinta au ramas cele statice deoarece acestia stiu prea putin despre orice proces dinamic, cum ar fi activitatea vulcanica si tectonica care ar putea sa apara. Nava spatiala Maggelan a schimbat aceasta perspectiva. Intre 1990 si 1994 aceasta a studiat intreaga suprafata a planetei cu o inalta rezolutie analizind dincolo de norii lui Venus cu ajutorul unui radar [vezi 'Suprafata lui Venus ' de R. Stephen Saunders ; Scientific American, Decembrie 1990.] Acesta a dezvaluit o planeta care in trecut a suferit eruptii vulcanice masive si care este aproape sigur activa si astazi. Alaturi de aceste probe legate de istoria geologica a lui Venus, simulatoarele cu ajutorul calculatoarelor au incercat sa reconstituie trecutul de 1 bilion de ani al climei planetei.
Cercetatorii au realizat ca activitatea vulcanica intensa a dus la schimbari climatice pe scara larga. Ca si Pamintul, dar spre deosebire de orice alta planeta, astronomii stiu ca Venus are o clima complexa si in continua transformare.
Un alt vecin al Pamintului, Marte a suferit schimbari dramatice ale climei [vezi 'Schimbari climatice globale pe Marte' de Jeffrey S. Kargel si Robert G. Strom ; Scienific American, Noiembrie 1996]. Atmosfera sa de azi este rezultatul trecutului sau geologic. Interiorul lui Marte este astazi prea rece pentru a pute ca vulcanii sa fie activi iar suprafata ramine inghetata. Desi variatiile miscarii orbitale si de rotatie a lui Marte poate duce la schimbari climatice, activitatea vulcanica nu va mai renaste. Pe de alta parte, Venus si Pamint au o clima condusa de interactiunea dintre procesele geologice si atmosferice.
Spre binele omenirii este indicat sa analizam in vecinatatea sistemului solar in ce mod forte similare celor de pe Pamint au un rezultat diferit, asa cum s-a intimplat pe Venus.
Studiind Venus plaja cercetarilor a fost marita dincolo de exemplul Pamintului si a oferit cercetatorilor noi indicii pentru a raspunde unor intrebari presante ca :
Cit de unic este climatul pe Pamint, cit de stabil este acesta. Specia umana este angrenata intr-un experiment masiv ,ce nu poate fi controlat, asupra climei datorate societatii tehnologizate. Luind in considerare factorii care afecteaza evolutia climei altor planete, este crucial sa intelegem ce forte naturale sau antropologice afecteaza clima pe Pamint. Ca sa citam un exemplu , cu mult inainte ca gaura din stratul de ozon sa devina un subiect general de discutie, cercetatorii au incercat sa atraga atentia cu ajutorul unor imagini ale atmosferei superioare ale lui Venus. Ei au descoperit ca, clorul reduce nivelul oxigenului liber deasupra norilor planetei. Elucidarea acestui proces in cazul lui Venus a adus in cele din urma la lumina probleme asemanatoare pe Pamint, in ce mod clorul provenit de la surse artificiale distruge ozonul din stratosfera.
Istoric vorbind, formarea unor zone vulcanice, regiuni cu eruptii intense posibil cauzate de enorme cantitati de care plutesc in interiorul invelisului-ar fi putut emana mari cantitati de gaze si ar fi condus la perioade de incalzire globala.
Dar despre Venus ? Inaintea misiunii lui Maggelan mare parte din istoria geologica a planetei putea fi doar presupusa prin comparatie cu Pamintul si pe baza extrapolarilor bazate pe presupuse similaritati ale compozitiei si producerii de energie geotermica.
Acum se iveste o imagine globala a istoriei suprafetei lui Venus. Placile tectonice, mai putin o parte a lor, nu se remarca. Se pare ca caldura a fost transferata, cel putin intr-un trecut apropiat de catre eruptiile a vaste platouri de lava basaltica si mai tirziu de vulcanii care s-au dezvoltat pe acestea.
Intelegerea efectelor vulcanilor este punctul de inceput al oricarei discutii despre clima. O proprietate a cercetarilor facute de Maggelan este insuficienta studiilor despre craterele de impact. Desi atmosfera groasa a lui Venus poate proteja suprafata planetei la impacte mici, ea opreste in mare parte meteoriti care au un diametru de sub 1 kilometru, care altfel ar cauza cratere de peste 15 kilometrii (9 mile) de la un capat la altul, exista o lipsa a craterelor mari.
Observatiile facuta asupra numarului de asteroizi si comete in interiorul sistemului solar, ca si evidenta craterelor de pe Luna, ofera o idee asupra rapiditatii cu care marile cratere au aparut pe Venus -in jur de 1,2 cratere la un million de ani. Expeditia Maggelan a putut observa, dupa ultimele evaluari, 963 de cratere imprastiate aleator pe toata suprafata lui Venus. Intr-un anume fel cratere de impact din primii 3,7 bilioane de ani au fost indepartate. Un numar mic de cratere este evident deasemenea Pamint unde vechile cratere sunt erodate de vint si apa. Locuri de impact cu scoarta terestra pot fi observate intr-o gama larga de grade de transformare de la aproape primitiva adincitura Meteor Crater din Arizona la cratere greu sesizabile ale impactelor care au avut loc in Precambrian, facute in vechea scoarta continentala.
Totusi, suprafata lui Venus este mult prea incinsa pentru ca apa sa poata exista iar vinturile de la suprafata sa sunt blinde.
In absenta eroziunii principalul proces care transforma craterele de impact este activitatea vulcanica si tectonica. Acesta este paradoxul. Marea majoritate a craterelor par recente-numai 6 procente din acestea au fost distruse de crapaturi si taieturi ale crustei. Deci unde au disparut cele vechi daca marea majoritate a acestora ramin intacte ? Daca au fost acoperite de lava de ce nu exista mai multe cratere acoperite partial de lava ? Si cum au fost indepartate astfel incit plasamentul lor initial sa fie pastrat ?
Pentru unii cercetatori, distributia aleatoare a craterelor observate si numarul relativ mic al celor modificate partial poate insemna ca, cu 800 milioane de ani in urma , a avut loc un eveniment geologic de proportii globale care a sters vechile cratere.In acest scenariu propus in 1992 de Gerald G. Shaber de la U.S. Geological Survey (USGS) si Robert G Strom de la Universitatea Arizona craterele de impact recente s-au format pe noua suprafata.
Pentru multi ecologisti insa ideea aparitiei acestor cratere pe toata suprafata planetei este putin probabila.Aceasta nu are o corespondenta cu situatia de pe Pamint.
Roger J. Philips de la Universitatea din Washinton a propus un model asemanator in acelasi an, cunoscut ca 'echilibrul de readucere la suprafata' care presupuna ca procese geologice neintrerupte au transformat craterele mentinind o distributie globala aleatoare. Problema acestei presupuneri este ca anumite proprietati geologice ale lui Venus sunt extraordinare sugerind ca activitatea geologica nu ar fi putut sterge in acelasi fel si aleator pe toata suprafata.
Aceste doua imagini au dus la o controversa stiintifica clasica intrucit analizele datelor lui Magellan au devenit mai complicate. Adevarul este probabil la mijloc. Elemente ale ambelor modele au fost incorporate pentru interpretarea istoriei geologice a lui Venus. Activitatea vulcanica globala a sters acum 800 de milioane de ani craterele si a dat nastere unor vaste cimpii vulcanice , aceasta fiind urmata de reducerea continua a activitatii vulcanice pina in prezent.
Desi nu exista nici un dubiu ca activitatea vulcanica a fost o forta majora in modelarea suprafetei lui Venus, interpretarea unor proprietati geologice enigmatice a rezistat pina de curind integrarii intr-o imagine coerenta a planetei. Unele din aceste caracteristici dau de inteles ca, clima planetei s-a schimbat drastic.
Mai intai, citeva caracteristici asemanatoare formelor de relief modelate de apa cu o lungime de peste 7 000 kilometrii, sunt asemanatoare raurilor serpuite sau unor lunci ale fluviilor de pe Pamint. Multe sfarsesc prin canale de scurgere asemanatoare deltelor. Mediul extrem de uscat face imposibil ca apa sa fie cauza acestor caracteristici. Asadar care este cauza ? Poate carbonatul de calciu, sulfatul de calciu sau alte saruri. Suprafata planetei care este in echilibru cu atmosfera de dioxid de carbon si gaze sulfuroase ar trebui sa fie suprasaturata cu aceste substante. Intr-adevar Soviet Venera a descoperit ca rocile de la suprafata sunt alcatuite cu 7-10 procente din minerale de calciu (aproape sigur carbonati) si 1-5 procente, sulfati.
Lava incarcata cu aceste saruri se topeste la temperaturi cu zeci si sute de grade mai mari decit temperatura de azi de la suprafata lui Venus. Jeffrey S. Kargel si colaboratorii sai au presupus ca, mari rezervoare de magma topita (bogata in sruri), se pot afla la citeva sute de metrii sau kilometrii sub scoarta. Temperaturi suficient de mari ,in trecut ,la suprafata ar fi putut risipi lava lichida bogata in saruri pe toata suprafata lui Venus, unde a ramas suficient de mult timp incit sa modeleze caracteristicile pe care le vedem azi.
In al doilea rind, misteriosul mozaic -solul vechi de pe Venus-tradeaza deasemenea existenta unor temperaturi mari in trecut. Aceste imagini cu incretituri intense sunt situate pe platourile asemanatoare crustei continentale care apar citiva kilometrii deasupra cimpiilor de lava.Analizele facute de Phillips si Viki L.Hansen de la Southern Methodist University indica faptul ca platourile sau format prin extensia litosferei (sheletul rigid al planetei compus din crusta si invelisul superior). Procesul a fost asemanator strangerii unui caramel invelit in ciocolata, care este cleios pe interior si care are un invelis subtire si fragil. Astazi partea exterioara fragila a litosferei este prea groasa pentru a se putea comporta in acest fel. In momentul formarii mozaicului trebuie sa fi fost mai subtire,ceea ce inseamna ca scoarta a fost semnificativ mai incinsa.
In final, crapaturi si cute brazdeaza planeta. Cel putin citeva din aceste forme numite creste cutate pot fi legate de variatii ale climei.We si Sean C. Solomon de la Carnegie Insitute din Washinton au argumentat ca, cimpiile prezinta episoade coerente de deformare, care ar fi putut sa apara in intervalle scurte ale istoriei geologice.Litosfera pare sa fi fost strinsa sau comprimata , toata in acelasi timp. Este greu de imaginat un mecanism intern planetei solide care sa fi putut face asta. Dar ce se poate spune despre schimbarile globale de temperatura ? Solomon a calculat ca, fortele induse in litosfera de fluctuatii ale temperaturii scoartei de aproximativ 100 grade Celsius (210 grade Fahrenheit) ar fi fost de 1 000 bari -comparabila cu cea exercitata de lanturile muntoase de pe Pamint, si suficient de mari pentru a deforma suprafata lui Venus.
Cam in timpul in care controversele legate de istoria recenta a geologiei lui Venus erau tot mai inversunate, noi lucram la un model detaliat al atmosferei sale. Teoria dezvaluie ca, conditii straine, ostile, sunt mentinute de caracteristici complementare componentilor atmosferei lui Venus. Vapori de apa, chiar si in cantitati foarte mici absorb radiatiile in infrarosu pentru lungimi de unda pe care dioxidul de carbon nu absoarbe.
Dioxidul de sulf si alte gaze blocheaza alte lungimi de unda din infrarosu (vezi figura de mai jos). Aceste gaze de sera fac impreuna ca atmosfera lui Venus sa fie transparenta la radiatiile solare dar aproape complet opaca la iesirea radiatiilor termice. In consecinta, temperatura scoartei masurata in Kelvin este de trei ori pe cit ar fi fost fara aportu atmosferei.
Daca vulcanii au refacut suprafata lui Venus cu 800 milioane de ani in urma,atunci ar fi trebuit sa induca o mare cantitate de gaze de sera in atmosfera, intr-un timp relativ scurt. O estimare rezonabila este ca a erupt suficienta lava pentru a acoperi planeta cu un strat de 1-10 kilometrii. In acest caz, cantitatea de dioxid de carbon din atmosfera ar fi fost puternic echimbata- exista deja destul dioxid de carbon. Dar abundenta de vapori de apa si de dioxid de sulf ar fi crescut de 10 si respectiv 100 de ori. Fascinati de posibilele implicatii am modelat climatul planetei ca pe un sistem de procese interconectate, incluzind gazele emanate de vulcani, formarea norilor, hidrogenul din partea superioara a atmosferei si reactiile gazelor atmosferice cu mineralele din scoarta.Interactiunea acestor procese poate fi subtila. Desi dioxidul de carbon , vaporii de apa si dioxidul de sulf incalzesc scoarta, ultimii doi au deasemenea un alt efect : producerea norilor cu concentratii mari de vapori de apa si dioxid de sulf. Concentratii mari de vapori de apa si dioxid de sulf nu numai ca ar fi sporit efectul de sera dar ar fi ingrosat si norii care reflecta razele solare inapoi in spatiu si racesc astfel planeta. Datorita acestor efecte nu este sigur ce efect au avut aceste gaze asupra climei.
Gazele de sera permit razelor solare sa opreasca trecerea luminii solare catre suprafata lui Venus dar blocheaza razele infrarosii. Dioxidul de carbon (rosu), apa (albastru), dioxidul de sulf ( galben) absorb fiecare un set particular de lungimi de unda. Daca nu ar fi existat aceste gaze, lumina solara si radiatiile in infrarosu s-ar fi contrabalansat la o temperatura de suprafata de -20 grade Celsius (-4 grade Fahrenheit).
Apa si dioxidul de sulf sunt indepartate din atmosfera dupa ce sunt emanate de vulcani. Dioxidul de sulf (galben) reactioneaza rapid cu carbonatii la suprafata, in timp ce ( albastru) este descompusa incet de radiatiile ultraviolete ale soarelui.
Simularile noastre sugereaza ca initial norii au avut intaietate astfel incit suprafata s-a racit cu aproximativ 100 de grade Celsius. Dar incet norii au disparut. Apa este difuzata in atmosfera unde este descompusa de razele ultraviolete.Hidrogenul este degajat incet in spatiu ; jumatate din el a fost pierdut in 200 milioane de ani. Dioxidul de sulf a reactionat intre timp cu rocile carbonice.Conform experimentelor de laborator realizate, Bruce Fegley, Jr. de la universitatea din Washington si colaboratorii sai au demonstrat ca dioxidul de sulf din atmosfera lui Venus este preluata de carbonati mult mai repede decit se pierde apa in spatiu.
Pe masura ce norii se subtiau, mai multa energie solara ajunge la suprafata planetei determinind incalzirea planetei. Dupa aproximativ 200 de milioane de ani temperaturile erau suficient de mari pentru a incepe evaporarea norilor. De aici decurge un feedback pozitiv : cu cit se erodau norii cu atit mai putine raze solare se reflectau in spatiu, cu atit suprafata se incalzea si cu atit mai mult erau evaporati norii. Dupa aproximativ 400 de milioane de ani tot ce a ramas din acestia a fost un manunchi de nori compusi in mare parte din apa. Temperaturile erau cu 100 de grade Celsius mai mari decit in prezent, pentru ca abundenta de vapori de apa din atmosfera era inca destul de mare si pentru ca norii subtiri au contribuit la efectul de sera fara sa reflecte prea multa energie. In cele din urma, dupa aproximativ 600 de milioane de ani dupa izbucnirea globala a activitatii vulcanice, norii au disparut complet.
Pentru ca dioxidul de sulf si vaporii de apa se pierd in permanenta , norii cer continuitatea vulcanismului pentru propria mentenanta.S-a calculat ca vulcanii au fost activi 30 milioane de ani in trecut pentru a sustine norii grosi care se observa azi.Procesele interne care au generat activitatea vulcanica de suprafata au aparut in peroade mai mari de zeci de milioane de ani , motiv pentru care vlcanii, probabil , sunt inca activi.In 1984 Larry W. Esposito de la universitatea Boulder , Colorado a observat ca , concentratia de virf in dioxid de sulf a norilor a scazut cu peste 10 procente in timpul misiunii Pioneer Venus intre anii 1978 si 1983.El a tras concluzia ca, variatiile acestui gaz si ciata asociata sunt rezultatul activitatii vulcanice.Fluctuatiile de temperatura de la suprafata sunt deasemenea o explicatie naturala pentru multe din caracteristicile enigmatice descoperite de Magellan.
Din fericire, clima Pamintului nu a trecut prin aceleasi experiente in trecutul recent al geologiei sale.Desi este deasemenea afectata de activitatea vulcanica, atmosfera bogata in oxigen indeparteaza prompt gazele de sulf.Din aceasta cauza , norii de apa sunt cheia echilibrului caldurii planetei. Cantitatea de vapori de apa disponibila a acestor nori este determinata de evaporarea oceanelor, care depinde de temperatura de la suprafata planetei. Un efect de sera usor sporit aduce mai multa apa in atmosfera si mareste acoperirea norilor.Reflectivitatea mare reduce patrunderea energiei solare si mentine temperatura. Acest feedback negativ reactioneaza ca un termostat, mentinind temperatura moderata pe intervalle scurte (de la zile la ani).
Un Fedback asemanator, cercul carbonatilor si silicatilor, stabilizeaza deasemenea cantitatea de dioxid de carbon atmosferic. Guvernat de procesele tectonice lente acest proces activeaza de aproximativ jumatate de million de ani.
Acest cerc uimitor intretesut cu apa si viata a salvat clima Pamintului de experientele salbatice prin care a trecut Venus. Influentele antropogenice actioneaza in intervalle de timp intermediare. Concentratia de dioxid de carbon din atmosfera Pamintului a crescut cu o patrime din 1860. Desi aproape toti cercetatorii atesta incalzirea globala, dezbaterile continua legate de proportia in care aceasta este influentata de arderea combustibililor si cit de mult sunt influentate variatiile naturale. Nu se stie daca exista o cantitate de dioxid de carbon care copleseste reglarea climei Pamintului. Dar un lucru este sigur : clima planetelor cum este Pamintul poate trece prin tranzitii abrupte datorate interactiilor la nivel planetar.
In aproximativ un bilion de ani, oceanele vor incepe sa se evapore rapid iar clima va suporta un efect de sera crescut. Pamintul si Venus, care la inceputuri erau aproape identice ar putea arata cindva la fel. Capacitatea Pamintului de a furniza materie si a absorbi pe cele inutile pare fara limita. Dintre toate schimbarile imense descoperite de stiinta in ultimele decenii, una din cele mai puternice este faptul ca Pamintul ofera o gazduire generoasa dar limitata. Perspectiva se datoreaza constientizarii faptului ca societatea tehnologica din prezent are puterea de a altera clima planetei. Studierea lui Venus, cit de ciudat ar putea sa para, este esentiala pentru cautarea principiilor generale ale variatiilor de temperatura- si din aceasta cauza pentru intelegerea fragilitatii sau robustetii planetei care ne gazduieste.
Atmosfera lui Venus sufera de temperaturi de cuptor, presiune mai degraba oceanica si nori de acid de sulf. Motivul este ca pe Venus lipsesc cercurile care stabilizeaza conditiile de pe Pamint. Procesele atmosferei sale sunt intr-un singur sens. Dioxidul de carbon, odata emanat de vulcani , ramine in atmosfera ; apa, distrusa de razele ultraviolete este pierduta pentru totdeauna adinc in spatiu ; dioxidul de sulf, odata blocat in minerale se acumuleaza la suprafata (desi o mica parte se recicleaza).
Diferentele extraordinare dintre clima Pamintului si a lui Venus sunt strins legate de istoria apei acestor planete. Oceanele si atmosfera Pamintului au de 100 000 de ori mai multa apa decit atmosfera lui Venus. Apa lichida este intermediarul reactiilor dintre dioxidul de carbon si rocile scoartei. Datorita apei dioxidul de carbon poate forma minerale. In plus, apa amestecata in stratele superioare ale invelisului este responsabila pentru nivelul cu viscozitate scazuta, sau astenosfera, pe care aluneca litosfera Pamintului.
Totusi modelele formarii planetei prezic ca cele doua lumi ar fi fost inzestrate cu aceleasi cantitati de apa furnizate de impactul corpurilor inghetate provenite din sistemul solar exterior. De fapt, pe cind misiunea Pioneer Venus a fost lansata pe orbita in 1978, aceasta a masurat nivelele de deuteriu fata de hidrogen in apa din norii lui Venus. Surprinzator, nivelul a fost de 150 de ori mai mare decit valoarea terestra vezi 'Pioneer Mission pe Venus ' de Janet G. Luhmann , James B. Pollack si Lawrence Colin ; Scientific American , Aprilie 1994]. Cea mai probabila explicatie este ca Venus a avut cindva mai multa apa decit astazi. Atit hidrogenul cit si deuteriul, care sunt chimic echivalente au fost legate in molecule de apa. Cind vaporii de apa au fost purtati in stratele superioare ale atmosferei, radiatiile ultraviolete solare au descompus-o in oxigen si hidrogen sau deuteriu. Deoarece hidrogenul, mai usor fiind, ajunge in spatiu mai usor decit deuteriul, cantitatea relativa de deuteriu creste.
De ce acest proces a avut loc pe Venus dar nu si pe Pamint? In 1969 Andrew P. Ingersoll de la Callifornia Institute of Technology a aratat ca daca energia solara a unei planete este suficient de mare, apa de la suprafata se evapora rapid. Vaporii de apa ar ajunge apoi in atmosfera si ar determina asa numitul efect de sera de tip runaway. Procesul ar transporta toata apa planetei in atmosfera unde ar fi descompusa si ar dispare. Mai tirziu James F. Kasting de la Universitatea de Stat din Pennsylvania si colaboratorii sai au dezvoltat un model detaliat al acestui proces. Ei au estimat ca fluxul solar critic necesar declansarii efectului de sera de tip runaway ar trebui sa fie cu 40 de procente mai mare decit nivelul de azi de pe Pamint. Aceasta valoare corespunde cu greu celei probabile pe orbita lui Venus putin dupa ce acesta s-a format, cind soarele incalzea cu 30 de procente mai slab decit azi.
Un adevarat ocean ar fi putut acoperi Venus in primii 30 de milioane de ani ai existentei sale. Un neajuns al acestui model este ca daca Venus ar fi avut o atmosfera groasa, bogata in dioxid de carbon aceasta ar fi retinut apa. Cantitatea de apa pierduta depinde de cit din aceasta urca suficient de sus pentru a putea fi descompusa- care este putina pentru o planeta cu o astfel de atmosfera. Mai departe , orice nor care s-ar dezvolta in timpul acestui proces ar fi reflectat inapoi in spatiu lumina soarelui si ar fi intrerupt efectul de sera.
Grupul lui Kasting a luat deasemenea in considerare posibilitatea unui flux solar usor sub valoarea critica.Intinderile de apa au pastrat nivelul de dioxid de carbon scazut, dizolvind gazul si ajutind la formarea carbonatilor. Cu umezeala oferita de apa in atmosfera placile tectonice ar fi putut actiona. Pe scurt, Venus avea mecanisme de stabilizare a climei asemanatoare celor de pe Pamint. Dar acestea nu erau inofensive. Atmosfera cu densitate mica nu ar fi putut impiedica apa sa urce in stratele superioare ale atmosferei.In 600 de milioane de ani oceanele au disparut.
Aceasta imagine numita efect de sera 'moist' sugereaza interactiunilor complexe dintre scimbarile solare, climatice si geologice. Procesele atmosferice si de suprafata se pot intari reciproc si pot pastra status quo-ul , sau pot determina propria distrugere. Daca teoria este adevarata, pe Venus au fost cindva oceane, poate chiar viata, desi este imposibil de stiut exact.
|
