Aktuality SHMU
Poveternostné a klimatické podmienky na planétach Slnečnej sústavy
Na rozdiel od atmosfér vnútorných terestrických planét (Merkúr, Venuša, Zem a Mars) bohatých na ťažšie a zložitejšie chemické prvky a zlúčeniny, ako napríklad dusík, oxid uhličitý či kyslík, majú gigantické planéty (Jupiter, Saturn, Urán a Neptún, Obr. 1) atmosféry plné jednoduchých a prchavých plynov (vodík, hélium, metán, vodná para, atď.), ktoré pred miliardami rokov skondenzovali pod vplyvom silnejšej gravitácie do podoby veľmi aktívnych a dynamicky sa vyvíjajúcich plynno-kvapalinových obalov. Zatiaľ čo ale vnútorné planéty o všetky ľahšie plyny v dôsledku vyššej povrchovej teploty a slabšej gravitácie prišli ešte v počiatočných štádiách svojho vývoja a nahradili ich substanciami pochádzajúcimi predovšetkým z vulkanizmu, chemické zloženie atmosfér vonkajších planét veľmi pravdepodobne ostáva už niekoľko miliárd rokov bez podstatnejšej zmeny.
Extrémne počasie, no monotónne
Počasie na našej domovskej planéte je nám všetkým dôverne známe. To, čo ho robí na Zemi tak zaujímavým, je hlavne jeho veľká premenlivosť, ktorá dokáže z času na čas nielen „prevetrať“ naše schopnosti ho predpovedať, ale spôsobiť aj nemalé problémy. Na rozdiel od Zeme je však počasie na všetkých ostatných planétach až nečakane monotónne, odvíjajúce sa v takmer otrockej pravidelnosti. Trochu iná je však otázka jeho extrémnosti. V období meteorologických meraní zatiaľ nikdy neklesla teplota v najchladnejších miestach Zeme pod -95 °C, či nepresiahla v tých najteplejších +60 °C. (Treba ale pripomenúť, že už aj takto extrémne hodnoty sú na našej planéte veľmi zriedkavé). Akokoľvek sa nám zdajú byť tieto teploty extrémne, pri porovnaní s podmienkami povedzme na Venuši, Marse či Jupiteri nadobúda pojem „extrémnosť“ celkom iný význam. Na planétach bližších ku Slnku (ako Zem) neklesajú teplotné maximá nikdy pod 400 °C, naopak na tých vzdialenejších takmer vôbec nevystupujú nad nulu (s výnimkou Marsu). Mimoriadnu extrémnosť však dosahujú aj niektoré iné meteorologické prvky, napríklad vietor. Na Zemi sme zatiaľ ani v prípade maximálnych nárazov nezaznamenali vietor s rýchlosťou viac ako 500 km/h. Aj keď je Zem v priemere relatívne veterná planéta, v porovnaní s takým Saturnom, či dokonca Neptúnom, je naša planéta „veľmi“ pokojným miestom. V dôsledku minimálnej turbulencie sa vzduchové hmoty, napríklad na Saturne, ženú okolo planéty nadzvukovou rýchlosťou (v oblasti rovníka), a dokonca na Neptúne dosahuje vietor v priemere rýchlosť vyše 2000 km/h (v okolí pólov).
.jpg)
Obr. 1: Planéty slnečnej sústavy, zľava: Merkúr, Venuša, Zem, Mars, Jupiter, Saturn, Urán a Neptún (veľkostne porovnateľné len v rámci skupiny terestrických a plynných planét; Zdroj: NASA)
Zdajú sa Vám pozemské hurikány niekedy obrovské? Ak áno, potom skúste zacieliť svoje ďalekohľady na Jupiter. Jeho atmosférou sa rúti "búrka za búrkou" (z ang. storm), jedna väčšia ako druhá. A tie najväčšie, ako napríklad Veľká červená škvrna, jasne identifikovateľná v južnom tropickom pásme planéty, sú dokonca niekoľkonásobne väčšie ako Zem. Búrkové systémy na Jupiteri, a veľmi pravdepodobne aj na ďalších plynných planétach, sú podobne ako na Zemi poháňané silnou konvekciou (ide o organizované výstupné pohyby vzduchu v dôsledku existencie výrazného vertikálneho teplotného rozdielu medzi teplými spodnými a chladnými hornými vrstvami atmosféry), no vzhľadom na väčšiu rotáciu veľkých planét (Obr. 2) majú diametrálne odlišnú a dodnes nie celkom pochopenú dynamiku. Pozoruhodné je to, že na vonkajších planétach je vertikálny teplotný profil, ako aj veľkosť teplotného gradientu atmosfér takmer identický, čo sa dá vysvetliť len tým, že zdrojom ohrievania spodných vrstiev atmosfér nie je v tomto prípade Slnko, ako tomu je na Zemi, ale teplo unikajúce z útrob planét.
.png)
Obr. 2: (vľavo) Príklad modelovej simulácie vplyvu uvoľňovania latentného tepla (pri kondenzácii napr. vodnej pary), rýchlej rotácie planéty a intenzity slnečného žiarenia na pole rýchlosti vetra v horných vrstvách atmosféry Jupitera (vľavo hore), Saturnu (vľavo v strede) a Uránu, Neptunu (vľavo dole); (vpravo) infra-červené zábery Neptúnu (hore) a Uránu (dole) poukazujú na intenzívnejšie uvoľňovanie latentného tepla a vyššie rýchlosti vetra v miernych a polárnych šírkach ako pri rovníku [Zdroj: Showman 2008, NASA]
Atmosféra je pre počasie nevyhnutná
Kľúčovým predpokladom existencie počasia na akomkoľvek vesmírnom telese je prítomnosť atmosféry. Táto podmienka je, až na niektoré výnimky, splnená na všetkých známych planétach a dokonca aj niektorých väčších mesiacoch (napr. Titán). Schopnosť planéty udržať si atmosféru závisí od viacerých faktorov, a to predovšetkým od únikovej rýchlosti a teploty molekúl plynu v blízkosti povrchu telesa [Obr.: úniková rýchlosť vybraných plynov v závislosti od povrchovej teploty planéty]. Čím je plyn ťažší a čím nižšia je povrchová teplota, tým nižšia je rýchlosť molekúl plynu a tým väčšiu má planéta schopnosť si udržať atmosféru. Unikátnosť atmosférických podmienok, s akou sa stretávame na ostatných telesách našej sústavy nie je preto daná len vzdialenosťou jednotlivých planét od Slnka, či tvarom ich obežných dráh. Nemenej podstatné sú aj vlastnosti samotnej planéty, a to predovšetkým jej veľkosť, chemické zloženie atmosféry, ako aj prítomnosť vnútorného zdroja energie.
Príkladom planéty, ktorá si kvôli svojej nízkej hmotnosti a vysokým povrchovým teplotám nedokáže udržať stálu atmosféru je Merkúr (Obr. 3). Chemické zloženie jeho subtilnej atmosféry je ale veľmi zaujímavé. Okrem hélia a vodíku, ktoré sa do slabého gravitačného a magnetického poľa planéty dostávajú zo solárneho vetra, sú to ďalej draslík, sodík, kyslík a vodná para, ktorých zdrojom je nielen rádioaktívny rozpad ťažších prvkov a uvoľňovanie plynov z kôry Merkúru, ale aj dopady malých telies alebo zvyškov komét na jeho povrch. Atmosféra tejto dnes už najmenšej planéty je zaujímavá aj z iného dôvodu. Vyskytuje sa tu totiž najväčší rozsah povrchovej teploty (amplitúda) v slnečnej sústave, a to až 610°C. Blízkosť planéty k Slnku, ako aj extrémne riedka alebo takmer žiadna atmosféra vedie k tomu, že teplota na oslnených častiach dosahuje až +430°C, zatiaľ čo na nočnej strane môže klesnúť pod -180°C.
Obr. 3: Povrch planéty Merkúr zachytený sondou Mariner v roku 1974 (vľavo) a sondou Messenger v roku 2004 (v strede); vpravo je spektrálny záber povrchu vytvorený pomocou MASCS spektrometra mapujúci rozdiely v minerálnom zložení povrchu [Zdroj: JPL NASA]
Nepriaznivá zhoda okolností
Zem je zatiaľ jedinou známou planétou v blízkom vesmíre, o ktorej s určitosťou vieme povedať, že na jej povrchu existuje život. Jeho zrod však ani zďaleka nemožno pripísať obyčajnej náhode. Berúc do úvahy všetky podstatné astronomické parametre Zeme, nakoniec nie je až tak prekvapujúce, že sa tu objavili všetky, pre existenciu života nevyhnutné fenomény s jemne vyladenými fyzikálnymi „hodnotami“, ktorých spoločné synergické pôsobenie vytvorilo z kedysi chladného kusu skaly žijúcu a dynamickú planétu. Zem z vesmíru pôsobí síce unikátne, a všetko čo na jej povrchu nájdeme aj skutočne unikátne je, od tečúcej vody až po jemne vyvážené chemické zloženie atmosféry, avšak nemalo by nás už veľmi prekvapiť, prečo sa Zem, a predovšetkým jej atmosféra, vyvíjala od svojho počiatku diametrálne odlišne ako Venuša a Mars. Aj keď sa to zdá dnes až neuveriteľné, všetky tri terestrické planéty pravdepodobne začínali s približne rovnakými atmosférickými podmienkami. O odlišnom vývoji však nerozhodla žiadna náhoda, ale skôr jednoduchý fyzikálny determinizmus vyplývajúci z rozdielnej vzdialenosti od Slnka, a predovšetkým odlišnej veľkosti Venuše, Zeme a Marsu.
Vlhká džungľa pod oblakmi?
Legendárny astronóm Carl Sagan kedysi o Venuši prehlásil, že to nemôže byť planéta tak veľmi nepodobná Zemi a jedným dychom dodal, že pod nepriehľadnou clonou jej mohutnej oblačnosti sa možno ukrýva vlhký a horúci svet, v mnohom podobný amazonskej džungli. O susednej Venuši si naozaj vedci ešte v 60. rokoch 20. storočia mysleli, že je sesterskou planétou Zeme. Ich predstavy sa však rozplynuli hneď po prvých misiách ruských sond Venera (Obr. 4; Venera 13) ktoré odhalili Venušu takú aká v skutočnosti je – horúcu a neprívetivú. Ide o planétu s azda najnehostinnejšou atmosférou v našej sústave. Nielenže je hustejšia ako tá pozemská, ale navyše obsahuje približne rovnaké množstvo oxidu uhličitého, ako je na Zemi viazané vo forme karbonátov. Táto skutočnosť nás privedie k celkom logickej úvahe o tom, že ak by bola Zem v rovnakej vzdialenosti od Slnka ako Venuša, o niekoľko stoviek miliónov rokov by skočila pravdepodobne podobne. Vysoká koncentrácia oxidu uhličitého (asi 97 objemových %), ktorý na rozdiel od Zeme nemá žiadnu možnosť sa viazať do geologických úložísk, podporuje na planéte podmienky tzv. „superskleníkového“ efektu (Obr. 5). To znamená, že teploty vystupujú vysoko nad 460°C, bez rozdielu na to či je noc alebo deň. Veľmi pomalá rotácia vytvára na Venuši len slabý Coriolisov efekt, takže planetárna cirkulácia vzduchu je rozdelená len do dvoch mohutných cirkulačných buniek, v ktorých vzduch veľmi efektívne cirkuluje „len“ medzi rovníkom a pólmi. Vysoká prízemná teplota je tak rovnomerne rozložená po celom povrchu a výraznejšie rozdiely medzi vysokými a nízkymi zemepisnými šírkami neexistujú.
Obr. 4: (vľavo) Planéta Venuša so svojou mohutnou oblačnosťou (v IR kanále) a bez nej (Zdroj: NASA); povrch Venuše v podobe topografickej mapy si možno prezrieť tu: Topografická mapa Venuše (Zdroj); (vpravo) na Venuši zatiaľ pristála len sovietská kozmická sonda Venera, ktorej sa podarilo zmapovať nielen vertikálny profil atmosféry (vpravo hore), ale priniesla aj zaujímavé fotografie povrchu (vpravo dole) [Zdroj. JPL NASA]
Predpoveď počasia na Venuši
Nehostinné podmienky sú navyše umocnené neustálym mrholením kyseliny sírovej vypadávajúcej z oblakov, ktoré visia asi 45-60 km nad povrchom. Predpoveď počasia by však bola v prípade Venuše veľmi nudná a monotónna. Každý deň extrémne vysoký atmosférický tlak (90-násobok pozemského), žieravý kyslý vzduch s minimom vlhkosti a občasným závanom vetra (do 7 km/h) a nakoniec teploty, pri ktorých sa bez problémov taví olovo. Jednoducho podmienky, pri ktorých by bol prípadný návštevník zo Zeme takmer okamžite strávený. Apropo, asi takto nejako vyzerala Zem pred štyrmi miliardami rokov. Bola však Venuša vždy tak nehostinná, alebo sa okrem svojej veľkosti podobala Zemi aj v niečom inom? Ak áno, je jej dlhodobý vývoj predzvesťou zmien, ktoré by mohli do podobného stavu niekedy v budúcnosti uvrhnúť aj samotnú Zem?
Rozhodla veľkosť planéty
A nielen veľkosť, ale pri porovnaní Venuše a Zeme aj prostý fakt, že Venuša je k Slnku predsa len o nejakých 40 miliónov kilometrov bližšie. Venuša je síce skoro tak veľká ako Zem, no prijíma asi 1,5 až 2-krát viac slnečnej energie ako naša planéta. Pochopiteľne, toto nie je jediná príčina toho, prečo je Venuša dnes tak horúca. Bez svojej hustej a na oxid uhličitý bohatej atmosféry by Venuša bola rozhodne chladnejším miestom, dokonca chladnejším ako Zem (Obr. 6). Za všetko v skutočnosti môže superskleníkový efekt, ktorý je približne 16-krát silnejší ako na Zemi. Ako sa však tieto extrémne podmienky na Venuši vytvorili? Dnes už vieme, že jej atmosféra obsahuje 200 tisíc krát väčšie množstvo oxidu uhličitého ako tá pozemská, čo je približne rovnaké množstvo, aké je na Zemi viazané v horninovom prostredí vo forme karbonátov (vápenec, dolomit, apod.).
Dnešné poznatky planetárnej geológie naznačujú, že pôvodné atmosféry všetkých troch terestrických planét vznikli unikaním oxidu uhličitého, dusíka a vodnej pary z geologického podložia pri mohutnej vulkanickej činnosti. Samozrejme, čím väčšia bola planéta, tým si po dlhšiu dobu dokázala udržať viac vnútorného tepla a udržiavať tak vulkanizmus v činnosti. To vysvetľuje aj skutočnosť, prečo si Mars pri svojej veľkosti nedokázal do súčasnosti udržať vulkanické pochody, ktoré by podporovali hustejšiu atmosféru a de facto aj silnejší skleníkový efekt. Mars je dnes tak chladný preto, že je jednoducho príliš malý [Obr. Umelecká predstava teraformácie Marsu]. Aj keď je isté, že atmosféry všetkých troch planét boli pred miliardami rokov veľmi podobné, keďže Venuša, Zem a Mars vznikli z toho istého „zárodočného“ oblaku plynu a prachu, Venuša, na rozdiel od Zeme a Marsu, dnes nemá žiadne významnejšie množstvo vody, či už na povrchu alebo v atmosfére. Kde sa teda stratila?
.png)
Obr. 5: (vľavo) Umelecká predstava preletu satelitu hornými vrstavmi atmosféry Venuše; (vpravo) zjednodušená schéma fungovania "nekontrolovateľného" superskleníkového efektu v prípade, ak by sa Zem presunula na úroveň obežnej dráhy Venuše - ide o hypotetický scenár [Zdroj: NASA]
Nekontrolovateľný skleníkový efekt Venuše a strata vody
Zatiaľ čo na Zemi sa v priebehu dlhej geologickej histórie takmer všetok oxid uhličitý uložil do sedimentov karbonátových hornín, a to najmä vďaka prítomnosti väčšieho množstva tečúcej vody, na Venuši sa prvotné oceány začali pri vyššej priemernej teplote planéty vyparovať do atmosféry. Ako vieme, vodná para je dokonca ešte silnejším skleníkovým plynom ako samotný oxid uhličitý, preto jej narastajúce množstvo viedlo k stále silnejšiemu skleníkovému efektu. Okrem toho, pri dostatočne vysokej teplote začal do atmosféry Venuše unikať ďalší oxid uhličitý z povrchových hornín, čo predurčilo celú planétu k nekontrolovateľnému otepľovaniu (tzv. „runaway greenhouse effect“). Vodná para bola nakoniec doslova "rozstrieľaná" (ionizovaná) intenzívnym ultrafialovým žiarením, štiepiac molekuly H2O na vodík a kyslík. Ľahší vodík, až na deutérium, unikol zo slabého gravitačného poľa Venuše takmer okamžite a kyslík bol oxidáciou zachytený do hornín na povrchu planéty. V atmosfére nakoniec ostal len pôvodný oxid uhličitý, pri koncentrácii ktorého (97 %) sa pri povrchu stabilizovala rovnovážna teplota ~ 462-465 °C. O tom, že Venuša kedysi určite nejaké oceány mala, svedčí relatívne vysoká koncentrácia ťažšieho vodíka (už spomínaného deutéria) v jej atmosfére – v porovnaní so Zemou je ho tu niekoľko stonásobne viac. Okrem toho, v dobách raného vývoja Venuše bol výkon Slnka približne o 30 % nižší ako dnes, takže planéta bola pravdepodobne spočiatku dosť chladná na to, aby mala na povrchu dostatok vody v tekutej forme.
.png)
Obr. 6: (vľavo) Súčasný teplotný profil a rovnovážna teplota prízemnej atmosféry (uvedená dole) Venuše, Zeme a Marsu v prípade neexistujúceho skleníkového efektu; (vpravo) jednoduchá schéma cyklu uhlíka, síry a vody na Venuši [Zdroj: Ingersoll 2013]
Malý experiment so Zemou
Pochopenie toho, prečo Venuša dnes nemá oceány, nás privádza k úvahe o tom, čo by sa stalo v prípade, že by sme Zem premiestnili na obežnú dráhu Venuše. Okamžite by vzrástla intenzita slnečného žiarenia, čoho dôsledkom by bolo zvýšenie priemernej teploty Zeme z dnešných 15 ° C na približne 45 ° C. Teplota je to síce dostatočne nízka na to, aby došlo k „vypareniu“ oceánskej vody do atmosféry (Obr. 7), no vyšší výpar z povrchu by viedol k nárastu koncentrácie vodnej pary v atmosfére. Ako vieme už z predošlej časti, dodatočný skleníkový efekt spôsobený zvýšeným množstvom vodnej pary by ohrial atmosféru o nejaký ten stupienok viac, čo by zase podporilo vyšší výpar a väčšie množstvo vodnej pary v atmosfére. Ako vidíte, ide v skutočnosti o prehlbujúci samo sa podporujúci proces ohrievania (pozitívna spätná väzba). Pri vyššej teplote by začal do atmosféry unikať aj samotný oxid uhličitý, predtým viazaný v karbonátoch (vlhšia atmosféra vedie k intenzívnejšiemu chemickému zvetrávaniu, pri ktorom sa uvoľňujú karbonáty najskôr do morskej vody a potom do atmosféry) alebo v oceánoch. Našej planéte by nakoniec nedokázali pomôcť ani jej vynikajúco fungujúce samoregulačné mechanizmy – tzv. planetárny termostat, ktorého hlavným komponentom je práve uhlíkový cyklus, čiastočne viazaný aj na aktivitu biosféry v oceánoch (jej aktivita by bola vysokou teplotou výrazne utlmená). Na konci tohto nekontrolovateľného ohrievania by Zem mala dokonca vyššiu teplotu než samotná Venuša, a to najmä kvôli vysokému obsahu vodnej pary.
Našťastie pre nás je táto úvaha len teoretickým experimentom a je celkom pravdepodobné, že v najbližších tisíckach či miliónoch rokov tento vývoj Zem nečaká. Známy americký klimatológ, James Hansen (pôvodne sa zaoberal práve výskumom atmosféry Venuše a jej superskleníkového efektu) si však myslí, že možno už v nie tak vzdialenej budúcnosti by mohla Zem nastúpiť na trajektóriu zmien, ktoré by ju mohli nakoniec priviesť až k stavu, kedy by sa do hry zapojil aj nekontrolovateľný skleníkový efekt podporovaný zvyšujúcou sa koncentráciou vodnej pary v atmosfére Zeme. Jeho obavy z tohto vývoja sú do určitej miery na mieste, no netreba zabúdať, že Zem je predsa len „zatiaľ“ v dosť odlišnej situácii, v akej bola Venuša pred niekoľkými miliardami rokov.
Obr. 7: (vľavo) Priemerná globálna teplota a (vpravo) globálna radiačná bilancia v prípade súčasného žiarivého výkonu Slnka (a) a stavu pred spustením nekontrolovateľného skleníkového efektu zemskej atmosféry (b) - z obrázku vyplýva, že scenár nekontrolovateľného otepľovania je pravdepodobný až v prípade zvýšenia priemernej globálnej teploty výrazne nad 50 °C [Zdroj]
Krehká rovnováha na Zemi
Veľkou záhadou dodnes zostáva, prečo sa práve na Zemi vytvorili tak jemne „vyladené“ rovnovážne podmienky, ktoré počas dlhého vývoja Zeme podporovali prítomnosť nielen značného množstva vody (dokonca vo všetkých troch skupenstvách), ale aj existenciu optimálneho, to znamená nikdy príliš vysokého, ani príliš nízkeho, množstva CO2 v zemskej atmosfére. Zvlášť zaujímavé je to z toho dôvodu, že klíma na Zemi prechádzala v priebehu miliónov rokov zásadnými zmenami (Obr. 8). Vystriedali sa tu obdobia extrémneho chladu, ale naopak aj mimoriadneho tepla, no vždy si planéta zachovala pomerne stabilný podiel tekutej vody a optimálneho chemizmu atmosféry, ktorý podporoval existenciu zložitejších foriem života. Kľúčom k tejto záhade je tzv. uhlíkový cyklus, alebo inak cyklus CO2, ktorý pôsobí veľmi účinne ako zemský termostat a jeho fungovanie ovplyvňuje práve globálna klíma prostredníctvom rastu alebo poklesu teploty atmosféry a oceánov. Najvýznamnejšia časť uhlíkového cyklus ovplyvňuje globálnu teplotu prostredníctvom chemického zvetrávania hornín a následného ukladania na uhlík bohatých karbonátov na morskom dne. V prípade, že sa globálna klíma z nejakého dôvodu vychýli z rovnováhy smerom k vyšším teplotám, napríklad v dôsledku vyššej koncentrácie CO2 v atmosfére, uhlíkový cyklus začne s určitým oneskorením pôsobiť ako tzv. negatívna spätná väzba, ktorá má tendenciu iniciálny impulz utlmovať a globálny klimatický systém tak ochladzovať.
Funguje to veľmi jednoducho. Vyššie teploty oceánov aj vzduchu podporujú vyšší výpar a vlhkosť vzduchu. Táto situácia vedie k vyšším zrážkam, prevažne na horách, kde dochádza k rýchlejšiemu chemickému zvetrávaniu hornín. Vápnik, ale aj iné minerály, vylúhovaný do vodných tokov "migruje" vo väčšom množstve do oceánov, kde reaguje s CO2 (ten sa sem dostáva z atmosféry) a vznikajú karbonáty, ktoré sa v podobe schránok mikroorganizmov (napr. dierkavce) ukladajú na morskom dne. Takýmto spôsobom sa atmosféra zbavuje prebytočného množstva CO2.
Pokiaľ iniciálny impulz oteplenia (napr. krátkodobé zvýšenie obsahu CO2 v atmosfére) trvá krátko, uhlíkovému cyklu trvá približne 400 tisíc rokov stabilizovať globálnu teplotu do normálnych rovnovážnych podmienok. Uhlík však neostáva na morskom dne na večné veky. Postupom času sa aj on opäť recykluje a vracia späť do zemskej atmosféry. Vďaka tektonike a pohybu litosférických dosiek sa v priebehu niekoľkých miliónov rokov dostáva do subdukčných zón (podsúvanie jednej dosky pod druhú) a teda časom aj hlbšie do zemskej kôry, prípadne plášťa. Po roztavení podsunutej dosky sa nakoniec uhlík dostáva na zemský povrch a do atmosféry vulkanizmom. Ten tak zabezpečuje, aby sa zvetrávaním hornín nedostala koncentrácia CO2 pod kritickú úroveň (menej ako 100 ppm), ktorá by Zem vrhla do globálnej ľadovej doby.
Obr. 8: Rekonštrukcia vývoja globálnej koncentrácie oxidu uhličitého (vľavo) a globálnej teploty (vpravo) v období posledných 65 miliónov rokov na základe výskumu morských a jazerných sedimentov a ľadovcových jadier [Zdroj]
Ako však naznačujú geologické a paleoklimatologické analýzy, ani tento termostat nie je absolútnou zárukou stabilnej klímy. Dôkaz jeho zlyhania možno nájsť vo vrstvách hornín starých približne 750 až 580 miliónov rokov, kedy Zem zažila jedno z najchladnejších období svojej existencie – globálnu ľadovú dobu. Počas tohto, takmer 200 miliónov rokov trvajúceho obdobia, sa Zem podobala snehovej guli a je veľmi pravdepodobné, že ľadovce pokrývali takmer celú planétu. Globálna teplota v najchladnejších štádiách možno klesla až k -50 °C a oceány boli zamrznuté pravdepodobne až do hĺbky jedného kilometra. Ako sa do tohto stavu Zem dostala, dodnes nie je celkom jasné, no práve vďaka vulkanizmu a postupnému zvyšovaniu koncentrácie CO2 v atmosfére počas približne 10 miliónov rokov, sa nakoniec globálna ľadová doba skončila. S prudkým globálnym oteplením, ktoré nasledovalo po skončení tohto chladného obdobia (globálna teplota bola dokonca vyššia ako 50 °C), si Zem poradila pomerne rýchlo a práve vďaka svojmu „uhlíkovému“ termostatu si stabilizovala teplotu v priebehu nasledujúcich 400 tisíc rokov.
.png)
Obr. 9: (vľavo) Povrch Marsu z paluby sondy Pathfinder (1997) a porovnanie dvoch rôznych poveternostných situácií na Marse, v júni a septemberi 2001 (s globálnou púštnou búrkou); (vpravo) dnes púštny Mars bol v minulosti pravdepodobne bohatší na vodu, ako ukazuje aj nedavný výskum podpovrchových vodných kanálov v oblasti planiny Elysium Planitia [Zdroj: NASA/JPL-Caltech/Sapienza University of Rome/Smithsonian Institution/USGS] [Topografická mapa Marsu]
"Vyprahnutý" púštny Mars
Na rozdiel od Venuše, Mars skôr pripomína chladnú a suchú púšť (Obr. 9), kde teploty ani počas najteplejších dní nevystupujú vysoko nad bod mrazu (priemerná teplota je -46 °C). Aj napriek chemickému zloženiu atmosféry, ktoré je veľmi podobné tomu z Venuše (95 % oxidu uhličitého), Mars nedokáže veľmi profitovať z prirodzeného skleníkového efektu. Celkové oteplenie, ktoré ide na vrub vysokej koncentrácii CO2 je tu len necelých 6°C (na Zemi 33°C, na Venuši 510°C), a je tak nízke nielen kvôli veľmi riedkej atmosfére, ale aj väčšej vzdialenosti od Slnka. Teploty v prízemnej vrstve sú najmä v zimnom polroku natoľko nízke (pod -80°C), že celá štvrtina obsahu atmosféry pravidelne vymŕza do tuhého skupenstva a v podobe snehu a ľadu sa ukladá na povrch planéty, najviac v oblasti pólov. Veľkou zaujímavosťou marťanskej atmosféry sú obrovské piesočné búrky, ktoré dokážu dokonca aj pri relatívne slabom vetre ovládnuť celú planétu na niekoľko dlhých mesiacov (Obr. 10). Ide opäť o dôsledok nielen riedkej atmosféry, ale predovšetkým slabej gravitácie na povrchu červenej planéty.
Obr. 10: Animácia atmosférických podmienok na Marse vo februári a v marci 2017 ukazujúca regionálny rozsah púštnych búrok (jednu je možné vidieť na južnej pologuli - svetlé odtiene) [Zdroj: JPL NASA]
Hurikánový svet Jupiteru
Aj keď ich nazývame plynnými planétami, prevažnú väčšinu ich objemu a hmotnosti netvorí nič, čo by sme mohli nazvať plynom. Dokonca aj pojem atmosféra sa v ich prípade stáva ťažšie uchopiteľný, pretože na rozdiel od malých terestrických a Zemi podobných telies, nemajú planéty ako Jupiter pevný povrch, ktorý by oddeľoval plynnú atmosféru od pevného geologického podkladu. Pri veľkých planétach panuje teda predstava, že sú zložené z postupne hustnúcich plynných, tekutých a nakoniec pevných vrstiev vodíka a hélia, ku ktorým na Uráne a Neptúne významnejším podielom pristupujú metán a amoniak (čpavok). Najvnútornejšie jadro je potom tvorené kamenným a veľmi horúcim terestrickým telesom s veľkosťou o niečo prevyšujúcou Zem. Spoločným znakom všetkých veľkých planét je aj existencia veľmi výrazného teplotného gradientu atmosféry vo vertikálnom smere – zatiaľ čo horné vrstvy atmosfér (resp. oblačnosti) vykazujú mimoriadne nízke teploty (menej ako -150°C), vrstvy ležiace len 100-150 km nižšie sú vyslovene horúce, s teplotou niekoľko stoviek stupňov Celzia. Tento značný teplotný rozdiel, generovaný vnútorným teplom veľkých planét, je zdrojom veľmi intenzívnej turbulencie. Keď sa k tomu všetkému pripočíta aj vplyv rýchlej rotácie, niet sa čomu čudovať, že atmosféry plynných gigantov sú tak mimoriadne dynamické.
Obr. 11: Mimoriadne dynamická a pestrá zonálna štruktúra atmosféry Jupitera (GIF animácia) pozostávajúca zo svetlejších zón a tmavších pruhov, ktoré sa pohybujú v opačnom smere, Veľká červená škvrna je jasne viditeľná v južnom tropickom pásme [Zdroj: JPL NASA]
Jupiter [GIF] je nielen najväčšou planétou slnečnej sústavy, ale planétou, ktorá sa svojim chemickým zložením najviac podobá našej hviezde, Slnku. Planéta je tak veľká, že vyžaruje dvojnásobne množstvo tepla ako prijíma zo Slnka (ide predovšetkým o zbytkové teplo z dôb zrodu slnečnej sústavy). Obrovské množstvo vnútorného tepla, ktoré ohrieva Jupiterovu atmosféru je zdrojom až kolosálnej turbulencie a konvekcie prejavujúcej sa existenciou vírov a búrok rozmanitej veľkosti a farby. Ďalším fenoménom prispievajúcim k nenapodobiteľnej zonálnej (pásmovej) štruktúre oblačnosti je extrémne rýchla rotácia planéty (jedna otočka za menej ako 10 hodín), ktorá generuje silné výškové prúdenie obiehajúce planétu rovnobežne s rovníkom (Obr. 11). Nesmierne jemné a organicky pôsobiace oblačné štruktúry majú v sebe až nadpozemskú krásu, ktorá môže smelo konkurovať dokonca aj Saturnovým prstencom. Skutočnou záhadou ale ostáva pozoruhodne premenlivé a pestré sfarbenie Jupiterovej atmosféry. Najslávnejším útvarom na Jupiteri je nepochybne jeho Veľká červená škvrna, ležiaca v južnom tropickom pásme, s rozmermi 30 000 × 13 000 km. Je teda asi 3-krát väčšia ako naša Zem. Napriek presvedčeniu, že je svojou štruktúrou podobná pozemským hurikánom, ide naopak o oblasť vysokého tlaku vzduchu (Obr. 12), teda o anticyklónu, ktorej okrajové oblaky sa pohybujú rýchlosťou až 400 km/h. Zaujímavý pohľad na dynamiku Veľkej červenej škvrny priniesla už v roku 1979 sonda Voyager 1 [GIF animácia].
Obr. 12: (vľavo) 3D záber Veľkej červenej škvrny, ktorý urobila sonda Juno v júli 2017 jasne dokumentuje to, že škvrna je v skutočnosti rozsiahlou oblasťou vyššieho tlaku vzduchu (anticyklóna), v ktorej strede vzduch subsidenčne klesá z vyšších častí Jupiterovej atmosféry do hlbších vrstiev, prezrádza to nielen charakter prúdenia v oblasti samotnej škvrny (prúdenie má anticyklonálny charakter), ale aj altimetria výšky vrchnej oblačnosti v jej strede (je o niekoľko desiatok km nižšie ako na jej periférii) [Zdroj: JPL NASA]
Aj keď sa zdá, že v posledných desaťročiach škvrna stráca na intenzite, je pozoruhodne stabilná už minimálne 300 rokov. K zaujímavej situácii však došlo v roku 2005, kedy južne od Veľkej škvrny vznikla tzv. Malá červená škvrna, ktorá vznikla spojením troch veľkých bielych oválov. Rýchlosťou, ale hlavne veľkosťou začína konkurovať svojej väčšej rovesníčke. Na Jupiteri sa však vyskytujú aj konvektívne búrky podobné tým, ktoré poznáme z letného obdobia u nás na Zemi. Na rozdiel od pozemských, ktorá sú vo výnimočných prípadoch 18-20 km vysoké, dosahujú však tie na Jupiteri gigantické rozmery, s výškou 120 a priemerom až 4000 km.
Obr. 13: Sekvencia záberov Jupitera a jeho atmosféry, ktorú sonda Juno urobila v priebehu roka 2016 a 2017 [Zdroj: JPL NASA]
Veterný Saturn
Saturn je Jupiteru veľmi podobný (dalo by sa povedať, že sú skoro "bratia"), a to nielen z pohľadu chemického zloženia, ale aj vnútornou stavbou či charakterom atmosféry. Saturn je len o niečo chladnejší a bohatší na vodík ako Jupiter. Na prvý pohľad sa to síce nezdá, no pod vrchnou vrstvou amoniakového oparu, ktorý dodáva planéte charakteristický, no celkom fádny žltkastý nádych, nájdeme podobnú pásmovú a turbulentnú štruktúru oblačnosti ako na Jupiteri. Prúdenie vzduchu vo vyšších vrstvách atmosféry je však na Saturne silnejšie, a dosahuje v rovníkových oblastiach rýchlosť až okolo 1800 km/h. Aktivita v atmosfére je rovnako ako na Jupiteri poháňaná vnútorným zdrojom tepla, no v priemere vyššia rýchlosť výškového prúdenia naznačuje, že je ho v porovnaní so Saturnovým väčším susedom menej. Sonda Cassini identifikovala v atmosfére Saturna veľké množstvo búrkových systémov so zložitými oblačnými tvarmi. Najznámejšia z nich dostala prezývku Dračia búrka (Obr. 14). Tieto búrky môžu vydržať až 8 mesiacov (pri dĺžke až 300 000 km) a sprevádza ich blesková činnosť desaťtisíc krát intenzívnejšia ako na Zemi. Pozoruhodný oblačný útvar sa nachádza v oblasti južného pólu Saturna. Svojim tvarom a štruktúrou pripomína tento gigantický polárny vír (vortex) pozemský hurikán, oveľa viac ako Veľká červená škvrna na Jupiteri. Iný zaujímavý útvar by sme našli na opačnej strane planéty, na severnom póle. Namiesto cyklonálneho hurikánu tu ale sonda Cassini identifikovala obrovský polárny hexagón – oblačný šesťuholník s priemerom asi 25 000 km (Obr. 15). O príčine existencie tohto oblačného útvaru sa zatiaľ vie len veľmi málo.
Obr. 14: (vľavo) Detailný pohľad na hornú hranicu oblačnosti atmosféry Saturna (Cassini NASA); (vpravo) detailný záber Dračej búrky v nepravých farbách [Zdroj: JPL NASA]
Obr. 15: Atmosférický polárny vortex v okolí severného pólu pripomínajúci obrovský hexagón na zábere sandy Cassini zo vzdialenosti približne 1,4 mil. km od povrchu oblačnosti [Zdroj: JPL NASA]
Fádný Urán? Omyl
Urán je ďalší vodíkovo-héliový plynný obor. Jeho veľmi nápadné akvamarínovo modré zafarbenie je spôsobené pomerne vysokým podielom metánu v horných vrstvách atmosféry (metán totižto výrazne absorbuje červenú časť spektra slnečného žiarenia; Obr. 16). Sonda Voyager 2 nám pri svojom prelete v blízkosti planéty v roku 1986 predstavila Urán ako celkom fádnu a pokojnú plynovú guľu bez náznaku akejkoľvek atmosférickej aktivity. Takýto obraz Uránu však dlho nevydržal. Vtedy sme ešte netušili, že cirkulácia v atmosfére je významne ovplyvnená veľkým sklonom rotačnej osi planéty, ktorá je odklonená od roviny orbity o celých 98 stupňov. Počas vyše 84 rokov, ktoré Urán potrebuje na jeden obeh okolo Slnka, je každý z pólov nepretržite osvetlený polovicu z tohto času, a ďalšiu polovicu je v úplnej tme. V období letného slnovratu sú osvetlené polárne oblasti výrazne teplejšie ako oblasť okolo rovníka (teplotný rozdiel je až 50°C). Takáto asymetrická distribúcia energie pravdepodobne znemožňuje efektívnejšiu výmenu tepla medzi pólmi a rovníkom, čo sa prejavuje tým, že atmosféra pôsobí pokojnejším dojmom (podobne ako v dobe preletu Voyagera). Všetko sa však mení príchodom rovnodennosti a výraznejším oslnením tropických oblastí. Atmosféra začína pulzovať, objavujú sa v nej pruhy metánových oblakov, prudké víchrice s rýchlosťou až 600 km/h a nám už dobre známa pásmová štruktúra plná turbulentných vírov a oválov. Dá sa dokonca povedať, že príchodom jari vzhľad Uránu začína nápadne pripomínať ďalšieho plynného obra, Neptún. Podobnosť bola navyše ešte umocnená tým, keď v roku 2006 bola v jeho atmosfére objavená podobná tmavá škvrna ako o takmer dvadsať rokov skôr na Neptúne. Atmosféra Uránu je aj napriek prvému dojmu z roku 1986 veľmi dynamická a v porovnaní s ostatnými veľkými planétami má celý rad špecifík daných extrémne veľkým sklonom jeho rotačnej osi. Je nanajvýš pozoruhodné, ako zásadne dokáže Slnko ovplyvniť aktivitu atmosféry na tak vzdialenej planéte.
.png)
Obr. 16: (hore vľavo) Urán na zábere sondy Voyager 2 z roku 1986, vpravo hore na zábere z teleskopu Keck a dole snímka z Hubblovho teleskopu v infračervej oblasti spektra poukazujú na nárast atmosférickej aktivity v tropických šírkach príchodom jarnej rovnodennosti [Zdroj: JPL NASA]
Mrazivý a veterný Neptún
Neptún je najmenšou plynnou planétou slnečnej sústavy. Zo všetkých plynných obrov má najmenej hustú atmosféru, ktorú tvoria prevažne molekuly vodíka, metánu a amoniaku. Práve výrazné zastúpenie metánu dodáva planéte veľmi sýte modré zafarbenie, pripomínajúce Zem. Vzhľadom na to, že Neptún vyžaruje do svojho okolia až 3,5-krát viac tepla ako prijíma zo Slnka (vzhľadom k jeho hmotnosti je to dokonca viac ako Jupiter a Saturn), jeho atmosféra doslova prekypuje aktivitou. V jeho atmosfére je možné jasne identifikovať dlhé, svetlo sfarbené oblaky typu cirrus pohybujúce sa rýchlosťou až 2000 km/h. Ide o najrýchlejšie prúdenie zaznamenané v slnečnej sústave. Ďalším zaujímavým atmosférickým útvarom je Veľká tmavá škvrna (Obr. 17). Je to obrovský anticyklonálny vír, veľký ako naša Zem, v ktorom sa vzduch z vyšších vrstiev atmosféry prepadáva do nižších, čoho výsledkom je menšia oblačnosť v jeho strede. Pohľad do Veľkej tmavej škvrny nám niečo prezrádza o hlbších vrstvách neptúnskej atmosféry. V periférnych častiach tmavých oválov a Veľkej tmavej škvrny sa vznášajú riasovité oblaky zložené z kryštálikov zmrznutého metánu – ide o tzv. skútre. Neptún je ukážkovým príkladom toho, že dokonca aj vo vzdialenosti 4,5 miliardy kilometrov od Slnka, kam horko ťažko doputuje jeho životodárne teplo, môžeme nájsť prekvapujúco pulzujúcu a nádhernú planétu.
Obr. 17: Neptún so svojou Veľkou tmavou škvrnou - detail vpravo - na zábere zo sondy Voyager 2 z roku 1989 [Zdroj: JPL NASA]
Vysoké nebo na Titáne
Spomedzi veľkých telies slnečnej sústavy stojí za pozornosť aj jeden z najväčších mesiacov slnečnej sústavy, väčší ako planéta Merkúr, o ktorom vieme, že má hustú atmosféru podobnú tej našej pozemskej. Ide o najväčší mesiac planéty Saturn – Titán. Atmosféra Titánu je síce asi 5 až 6-krát hustejšia a čo do výšky siaha vyššie (je vysoká asi 700 km; na Zemi je to približne 200-250 km), no chemickým zložením je pozemskej veľmi podobná. Sú to jediné dve atmosféry v našej sústave, ktoré sú bohaté na molekulárny dusík. Jedinou výraznejšou odlišnosťou je vyššie zastúpenie metánu, ktoré v prípade Titánu dosahuje až 5 % (na Zemi je to 0,0001745 %). Veľmi ťažké je však vysvetliť, ako Titán prišiel k svojej hustej organickej atmosfére (Obr. 18). Vieme predsa, že väčšina ostatných ľadových terestrických telies, počnúc Jupiterovými mesiacmi a končiac veľkým Neptúnovým mesiacom, Tritónom, žiadnu významnú atmosféru nemajú. Odpoveď nie je jednoduchá, no dá sa všeobecne povedať, že všetky faktory, ktoré ovplyvňujú to, či si teleso udrží atmosféru alebo nie, stáli počas celého vývoja Saturnovho systému satelitov na strane Titánu. Relatívne slabé magnetické pole Saturnu, časté, ale pritom pomalé impakty malých telies na povrch mesiaca, či napríklad aj optimálna veľkosť a povrchová teplota (-180 °C) zohrali v tomto nezanedbateľnú úlohu. Okrem fyzikálnych a chemických vlastností titánovská atmosféra zaujme aj svojou značnou aktivitou, ktorú by človek na tak chladnom mieste slnečnej sústavy rozhodne nečakal.
Obr. 18: (vľavo) Mesiac Titán vo viditeľnom a (vpravo) v infračervenom spektre tak ako ho zachytila sonda Cassini [Zdroj: JPL NASA]
Atmosféra Titánu je celkovo len málo priehľadná [Obr. Detailný pohľad na hornú hranicu oblačnosti]. Spôsobuje to všadeprítomná metánová hmla, z ktorej vypadávajú slabé zrážky v podobe mrholenia. Sonda Cassini dokonca zaznamenala výskyt pomerne častých metánových búrok a dokonca v oblasti pólov narazila na niečo veľmi zvláštne – etánový sneh. Atmosféra je navyše dosť veterná, a to najmä vo väčších výškach, kde fúka vietor s rýchlosťou až 720 km/h. Vietor fúka prevažne v smere rotácie mesiaca, čo budí dojem, že Titán sa otočí okolo vlastnej osi raz za 24 hodín. Samotný povrch však rotuje výrazne pomalšie ako samotná atmosféra a jedna otočka mu trvá približne 16 dní. Pri tak hustej atmosfére zohráva vietor veľmi dôležitú úlohu pri formovaní celého Titánovho povrchu. Zvlášť nápadné je to najmä v tropických šírkach, kde boli sondou Cassini objavené mohutné duny metánových a iných sedimentov.
Niečo na záver
Hurikány na Jupiteri, trikrát tak veľké ako Zem, obrovské „Dračie“ búrky v atmosfére Saturna, generujúce desaťtisíckrát viac elektrických výbojov ako tie najsilnejšie búrky na Zemi, alebo napríklad aj mimoriadne silné prúdenie "vzduchu" na Neptúne, ktoré by svojou rýchlosťou neprekonali ani slávne nadzvukové lietadlo Concorde, sú dôkazom mimoriadnej extrémnosti a mnohotvárnosti počasia na ostatných planétach slnečnej sústavy. Už len na základe tohto veľmi letmého priblíženia všetci správne tušíte, že naša planéte patrí z pohľadu počasia k tým pokojnejším miestam slnečnej sústavy. K vzácnej a blahodarnej stabilite zemskej klímy (a počasia), udržiavajúcej sa v priebehu stoviek miliónov rokov, jej zaiste dopomohlo hneď niekoľko faktorov – optimálna veľkosť, správna vzdialenosť od Slnka, existencia tekutej vody, fungujúca tektonika, ktorá práve v kombinácii s vodou a oceánmi umožňuje existenciu uhlíkového cyklu, no a v neposlednom rade aj prostý fakt existencie komplexných foriem života, teda biosféry.
Literatúra
Atreya SK, Romani PN 1985. Photochemistry and clouds of Jupiter, Saturnand Uranus. In: Recent Advances in Planetary Meteorology, pp. 17–68. Cambridge University Press, Cambridge.
Atreya SK, Pollack JB a Matthews MS (eds.) 1989. Origin and Evolution of Planetary and Satellite Atmospheres. Tucson, AZ: University of Arizona Press.
Atreya SK, Mahaffy PR, Niemann HB, Wong MH, Owen T. 2002. Compositionand origin of the atmosphere of Jupiter: an update, and implications for the extrasolar planets. Planet. Space Sci. 51, 105–112.
Beatty JK, Peterson CC, a Chaikin A (eds.). 1999. The New SolarSystem, Fourth Edition. Cambridge University Press, 421 pp.
Bennett JO, Donahue MO, Schneider N, Voit M. 2009. The Cosmic Perspective with Mastering Astronomy. Addison-Wesley; 6 edition (December 27, 2009), 832 s.
Bergstrahl JT, Miner ED, Matthews MS (eds.). 1991. Uranus. University of Arizona Press, Tucson.
Coustenis A, Lorenz R. 1999. Titan. In: Weissman P.R. et al. (eds.) Encyclopedia of the Solar System, pp. 405–434. Academic, New York.
Encrenaz T. 1999. The planet Jupiter. Astron. Astrophys. Rev. 9, 171–219.
Encrenaz T, Bibring JP, Blanc M, Barucci MA, Roques F, Zarka P. 2004. The Solar System. Springer, Berlin Heidelberg New York.
Gautier D, Owen T. 1989. The composition of outer planet atmospheres. In: Atreya S.K. et al. (eds) Origin and evolution of planetary and satellite atmospheres, pp. 487–512. University of Arizona Press, Tuscon.
Hansen J. 2010. Storms of My Grandchildren: The Truth About the Coming Climate Catastrophe and Our Last Chance to Save Humanity. Bloomsbury USA; Reprint edition (December 21, 2010), 336 s.
Ingersoll AP. 1990. Atmospheric dynamics of the outer planets. Science 248: s. 308–315.
Ingersoll AP. 1999. Atmospheres of the giant planets. In The New Solar System, fourth edition, edited by J.K. Beatty, C. C. Petersen, and A. Chaikin, Sky Publishing Corp., Cambridge, Mass. and Cambridge University Press, s. 201-220.
Ingersoll, A. P. 2002. Atmospheric dynamics of the outer planets. In Meteorology at the Millenium, edited by R. P. Pearce, Academic Press, s. 306-315.
Ingersoll, A. P. 2002. Atmospheric dynamics of the outer planets. In Meteorology at the Millenium, edited by R. P. Pearce, Academic Press, s. 306-315.
Ingersoll AP. 2013. Planetary climates. Princeton University Press, Princeton, 273 pp.
Kasting J. 2010. How to Find a Habitable Planet. Princeton University Press, Princeton, 326 pp.
Krasnopolsky VA. 1986. Photochemistry of the Atmospheres of Mars and Venus. Springer, Berlin Heidelberg New York.
L´eger A. 1997. Life signatures on exoplanets. In: Eiroa C. et al. (eds.) Infrared Space Interferometry: Astrophysics and the Study of Earth-Like Planets, pp. 47–54. Kluwer, Dordrecht.
Larson HP. 1980. Infrared spectroscopic observations of the outer planets, their satellites, and the asteroids. Ann. Rev. Astron. Astrophys. 18, 43–75.
McFadden LA, Weissman P (eds.), Johnson T. 2006. Encyclopedia of the Solar System. Academic Press; 2 edition (December 28, 2006), 992 s.
Randall D. 2012. Atmosphere, Clouds, and Climate. Princeton University Press, Princeton, 277 pp.
Showman, AP, Cooper CS, Fortney JJ, a Mar-ley MS, 2008. Atmospheric Circulation of Hot Jupiters: Three-dimensional Circulation Models of HD 209458b and HD189733b with Simplified Forcing. Astrophys. J., 682, 559–576.