Jorden har en tvilling, og det er planeten Venus. Men som Venus er i dag, er det ikke den planet B, vi kan flytte til, hvis vi ønsker at forlade Jorden.
De to planeter er i dag så forskellige, som man næsten kan forestille sig.
Venus er i dag en 480 grader varm ørken omgivet af et tæt skylag af koncentreret svovlsyre – en planet der er dømt totalt livsfjendtlig, og som derfor ikke anses for lige så vigtig at udforske som Mars.
Men ny forskning viser, at vi ikke bare kan afskrive Venus. For milliarder af år siden lignede Venus Jorden meget mere, end den gør i dag, og der har måske har været mulighed for liv, endda før livet opstod på Jorden.
Jorden og Venus er omtrent lige store og har næsten samme massefylde, hvilket viser, at de nok er opbygget på samme måde.
Det fører til spørgsmålet om, hvorfor de to planeter udviklede sig så forskelligt. Venus er måske den vigtigste planet at udforske, hvis vi vil forstå vores egen Jord.
Den første beboelige klode?
En række forskere har simuleret klimaet på Venus for milliarder af år siden ud fra den viden, vi har om Venus i dag. Det blev til en artikel i tidsskriftet Nature med titlen ’Was Venus the First Habitable World of our Solar System?’
Simulationerne viste, at Venus i tiden efter sin dannelse for 4,6 milliarder år siden har haft en god mulighed for at have haft et tempereret klima, og måske et hav.
Lige så vigtigt er det, at beregningerne også viser, at et sådant hav har haft mulighed for at eksistere meget længe, i mere end 3 milliarder år indtil for 715 millioner år siden. Disse resultater har fået NASA-forskeren Darby Dyar til at komme med følgende kommentar:
»Hvorfor investerer vi så meget tid på at lede efter liv på Mars, når planeten kun havde flydende vand i 400 millioner år? Venus har måske haft have i tre milliarder år, men ingen elsker hende.«
Dyar står ikke alene med det synspunkt. Mange videnskabsmænd har i mange år haft det synspunkt, at udforskningen af Venus er mindst lige så vigtig som udforskningen af Mars.
Geologisk ligner Venus og Jorden hinanden så meget, at hvis vi skal lære noget om vores egen Jord, så er det Venus, vi skal se på.
Derfor skal vi nu se på Venus, både som den er i dag, og som den måske engang var, og om Venus måske har været den første beboelige klode i vores solsystem.
Nutidens Venus
Den første rumsonde ankom til Venus i december 1962 på et kort besøg, hvor den bare fløj forbi planeten i en afstand på 34.000 km. Men den fik målt temperaturer på mindst 200 grader, langt mere end man havde forventet.
\ Om artiklens forfattere
Helle og Henrik Stub er begge cand.scient’er fra Københavns Universitet i astronomi, fysik og matematik.
I snart 50 år har parret beskæftiget sig med at formidle astronomi og rumfart gennem radio, fjernsyn, bøger og foredrag og kurser.
De står bag bogen ‘Det levende Univers‘ og skriver om aktuelle astronomiske begivenheder for Videnskab.dk, hvor de går under kælenavnet ‘Stubberne’.
Senere rumsonder målte endnu højere temperaturer, og forholdene var så ekstreme, at det krævede mange forsøg, før det lykkedes russerne at bygge en rumsonde, der var solid nok til at lande på overfladen.
Det er dog aldrig lykkedes at bygge en rumsonde, som har kunnet fungere mere end et par timer på Venus, før de blev ødelagt af varmen.
Da rumsonden Magellan ankom til Venus i 1990, begyndte den første kortlægning af de ukendte landskaber, som var skjult under det tætte skylag.
Der var tidligere taget radarbilleder af overfladen, men de viste ikke mange detaljer.
Det skulle Magellan rette op på, og i de næste fire år frem til 1994 blev der foretaget en systematisk kortlægning af hele overfladen – og de radarkort er stadig de eneste kort, der findes. Derfor ønsker mange forskere nu en ny radarkortlægning, der kan vise endnu flere detaljer.
Men Magellan gjorde det nu godt, og den gav os det billede af overfladen, vi har i dag. Vi ved nu, at der er masser af vulkaner på Venus.
Store dele af overfladen kan bedst beskrives som 480 grader varme vulkanske lavasletter. Der er dog også to højlande eller kontinenter kaldet Ishtar Terra og Aphrodite Terra.
Ishtar Terra ligger på den nordlige halvkugle og er på størrelse med Australien. Her finder vi de 11 km høje Maxwell-bjerge, de højeste på Venus.
Der er nu ikke ligefrem koldt på toppen af bjergene, da temperaturen her er 380 grader – men det er dog 100 grader koldere end nede i lavlandet.
Det sydlige kontinent, Aphrodite Terra, er på størrelse med Sydamerika.
Det er i øvrigt et meget tørt landskab. Det kan regne med svovlsyre fra skyerne, men regnen fordamper, længe før den når overfladen.
Der er i millioner af år ikke faldet en dråbe på overfladen, så Venus er et ørkenlandskab, der får Sahara til at minde om en jungle.
Det mest interessante har dog været antallet af store meteorkratere. Selv om atmosfæren er meget tæt, så kan store meteorer godt trænge helt ned til overfladen og skabe kratere.
Antallet af meteorkratere er dog så lavt, at man tager det som et tegn på, at overfladen er ung, ikke meget mere end 7-800 millioner år gammel. En ældre overflade kunne ikke undgå at have mange flere kratere.
Der må være sket et eller andet på Venus for 7-800 millioner år siden, som har fjernet alle spor af den ældre overflade. Men hvad der er sket, ved man ikke med sikkerhed.
En anden vigtig opdagelse er, at der ikke er sikre tegn på pladetektonik, og det gør den nuværende geologi på Venus helt forskellig fra Jordens geologi, hvor netop pladetektonikken er den mest centrale geologiske proces.
Fortidens Venus
De computersimulationer, som har vist os, at Venus måske engang har været beboelig, er baseret på tre ting:
- Den nuværende tilstand på Venus
- Der har tidligere været betydelige mængder af vand på Venus
- Solens udvikling
Den nuværende tilstand på Venus er i dag velkendt. Hvordan man i dag er kommet frem til, at der tidligere har været vand på Venus, er beskrevet i boksen under artiklen med titlen ’Det forsvundne vand på Venus’.
Det sidste punkt er meget vigtigt. For modeller af Solen viser, at efterhånden som Solen bliver ældre, bliver den både varmere og mere lysstærk.
Denne udvikling af Solen vil en dag gøre Jorden ubeboelig, og meget tyder på, at Venus for måske for en milliard år siden har gennemgået den forvandling, som venter Jorden om en milliard år.
Da Venus blev dannet, lyste Solen ikke nær så meget som i dag – man regner med, at Solen dengang udsendte 30 procent mindre lys, end den gør i dag.
Men det gjorde klimaet på Venus ganske behageligt, også selv om den er nærmere Solen, end Jorden er.
Temperaturen gjorde det muligt at danne have, og derfor regner man med, at den meget unge Venus havde have, måske endda store have.
Til gengæld er det stadig et mysterium, hvorfor den unge Jord dengang ikke var dybfrosset, fordi den var længere væk fra Solen. Astronomerne taler om ’The Faint Young Sun Paradox’.
I måske tre milliarder år har klimaet på Venus været så køligt, at liv har haft mulighed for at opstå og udvikle sig. Men Solen blev stadig varmere, og det betød, at havene på Venus også blev varmere.
Det gav en øget fordampning, så atmosfæren fik et stadig større indhold af vanddamp. Nu er vanddamp en meget effektiv drivhusgas, så det fik temperaturen til at stige yderligere.
Til sidst løb det løbsk. Havene fordampede helt, og drivhuseffekten fik temperaturen til at stige voldsomt. Det havde en sideeffekt: Kulstof, som var bundet i overfladen, blev nu frigivet som CO2, og det gav drivhuseffekten et ekstra skub.
\ Læs mere
Venus begyndte nu at ligne den Venus, vi kender i dag, men der var endnu en geologisk ændring i vente. Venus var nu flere hundrede grader varm og knastør.
Men det manglende vand standsede pladetektonikken, da vand virker som en slags smøremiddel, der gør det lettere for store klippemasser at bevæge sig i forhold til hinanden.
Da pladetektonikken ophørte, mistede Venus en vigtig mulighed for at stabilisere temperaturen, så det førte til en voldsom stigning af temperaturen.
Pladetektonikken er nemlig central for at stabilisere atmosfærens indhold af CO2.
Vulkanudbrud (eller afbrænding af fossile brændstoffer) her på Jorden øger hele tiden atmosfærens indhold af CO2, som i forbindelse med vand danner kulsyre.
Kulsyren kan få klipper til at forvitre og omdannes til kalk, som ender på havbunden og andre steder.
Når de store klippeplader mødes ved pladetektonik, vil den ene plade skubbes ned under den anden, og derved begraves kulstoffet dybt under Jordens overflade.
Men kulstoffet bliver ikke dybt nede under Jorden. Langsomt frigives kulstoffet igen ved vulkanudbrud, og på den måde sikres en konstant cirkulation af CO2, der kan holde koncentrationen af denne drivhusgas nogenlunde konstant.
Dette har intet at gøre med klimadebatten. Pladetektonikken virker langsomt over geologiske tidsrum.
Det, vi her på Jorden har brug for, er en hurtig løsning, da vi ikke kan vente mange millioner år på, at naturen selv løser problemet.
Venus og Jorden i fremtiden
Den unge Venus lå i begyndelsen i Solens såkaldt ‘beboelige zone’, men efterhånden rykkede den beboelige zone længere væk fra Solen, fordi Solen hele tiden øgede sin lysstyrke.
Resultatet for Venus var en løbsk drivhuseffekt og en voldsom temperaturstigning.
Jorden befinder sig stadig i den beboelige zone, men her bliver vi ikke, fordi den beboelige zone ganske langsomt rykker længere væk fra Solen.
Det er svært at beregne nøjagtigt, men om en milliard år, måske mere, vil vi komme til at gennemgå nøjagtig den samme udvikling som Venus – og her hjælper ingen klimaplaner.
Jordens have vil fordampe, temperaturen vil stige til over 300 grader, og pladetektonikken langsomt ophøre.
Jorden vil komme til at ligne Venus, men det ligger heldigvis så langt ude i fremtiden, at det ikke har nogen praktisk interesse for os.
Jordens endelige undergang kommer først et par milliarder år senere, når Solen svulmer op til en rød kæmpestjerne, som måske opsluger Jorden.
Men når det sker, har Jorden allerede været en død klode i milliarder af år.
Et studie af Venus vil kunne lære os meget om overgangen, og hvornår og hvordan den vil indtræde. Alene derfor er det vigtigt, at vi vender tilbage til Venus med nye og bedre rumsonder.
Ved at sammenligne Venus og Jorden kan vi måske også få svar på to andre spørgsmål:
- Betydningen af at have en måne. Jorden har jo en måne, Venus har ingen måne.
- Rotationens betydning. Jordens døgn er på 24 timer, Venus døgnet er 243 jorddøgn langt og dermed endda længere end Venus-året, som er 225 jorddøgn. Venus er den eneste planet, hvis døgn er længere end dens år. Endelig roterer Venus den modsatte vej rundt om sig selv – i forhold til de fleste planeter – kaldet retrograd rotation.
Heldigvis er NASA ved at udvikle rumsonder som VERITAS og DA VINCI, som skal genoptage udforskningen af Venus i løbet af de næste 10 år.
Men tilbage står spørgsmålet: Har der været liv på Venus, måske endda før det opstod på Jorden?
De mørke pletter
Hvis Venus har haft have og et behageligt klima i måske helt op til 3 milliarder år, er det næsten sikkert, at der har været liv på Venus.
Da drivhuseffekten løb løbsk, havde livet to muligheder: Det kunne enten uddø eller flytte sig til steder, hvor det var lettere at overleve.
Hvis der har været liv, vil langt det meste nok være gået til grunde. Men mikroorganismer har haft en anden mulighed, nemlig at emigrere op til skylaget, hvor temperaturen er lavere.
Det er sådan set ingen hindring, at skyerne består af koncentreret svovlsyre dannet ved en kemisk reaktion mellem svovldioxid fra vulkaner og vanddamp.
Vi ved nemlig her fra Jorden, at der findes mikroorganismer- de såkaldte extremofiler, der fint overlever i en stærk syre.
Spørgsmålet er, om vi allerede har set dette liv. Der er nemlig på Venus nogle meget mærkelige mørke pletter i skylaget, der består af svovlsyre og nogle ukendte partikler, som absorberer ultraviolet lys.
Pletterne er stabile i flere dage, men de kan ændre deres form.
Det er naturligvis ikke noget bevis, men der findes bakterier på Jorden, som absorberer lys på nogenlunde samme måde.
Der er vist ikke anden udvej end at sende en sonde ind i skylaget og se nærmere på de mørke pletter.
Hvis der er tale om liv, så ser vi måske liv af den slags, der bliver det sidste liv her på Jorden, når den i en fjern fremtid vil forvandle sig til en ny Venus.
\ Det forsvundne vand på Venus
En af de meget vigtige ting, vi ved, er, at selv om Venus i dag er tør, så har den engang haft vand, måske endda ganske meget vand. Det viser to sæt af målinger, foretaget af rumsonder. Men først lige et par ord om vand og tungt vand. Vand har den kemiske formel H2O, der viser, at hvert molekyle vand består af to brintatomer (H) og et iltatom (O). Almindelig brint består af en proton omkredset af en enkelt elektron.
Der findes også en anden form for brint, som kaldes for tung brint eller deuterium (D). Kernen i et deuterium atom består af både en proton og en neutron, og er derfor dobbelt så tung som almindelig brint. Tungt vand har formlen D2O, men der findes også vandmolekyler med formlen HDO, altså med et let og et tungt brintatom.
Når vanddamp kommer højt op i atmosfæren, både på Venus og Jorden, så spalter Solens ultraviolette stråling vandmolekyler i brintatomer og iltatomer. Herved dannes der dobbelt så mange brintatomer som iltatomer højt oppe i atmosfæren.
Den første måling er foretaget af den europæiske rumsonde Venus Express, og den viser, at der faktisk er dobbelt så mange brintatomer som iltatomer i Venus’ atmosfære, hvilket viser, at disse atomer stammer fra vand.
Den anden måling er koncentrationen af tung brint. Almindelige brintatomer er så lette, at de hurtigt forsvinder ud i rummet. Den tunge brint har sværere ved at slippe bort end almindelig brint, og det betyder, at hvis der ikke tilføres nyt vand, så vil koncentrationen af tung brint i den øvre atmosfære bare stige og stige.
Her på Jorden er forholdet mellem tung brint og almindelig brint 1:6250, altså et tungt brintatom for hver 6.250 almindelige brintatomer. I Venus-atmosfæren er forholdet 1:62, altså et tungt brintatom for hver 62 almindelige brintatomer. Det er en 100 gange større koncentration, end vi finder her på Jorden.
Forklaringen er nærliggende, nemlig at Venus i dag har mistet langt det meste af sit oprindelige vand. De lette brintatomer er forsvundet, så koncentrationen af de tunge brintatomer er bare konstant vokset. På Jorden tilføres der jo hele tiden vanddamp til den øvre atmosfære, så her er en ligevægtstilstand.
Det er derfor den høje koncentration af tung brint, som afslører det forsvundne vand på Venus, idet vi har al mulig grund til at antage, at vandet på Venus oprindelig har haft den samme brøkdel af tungt vand, som vandet på Jorden.
