Jordens klima er enestående: Derfor gik det helt galt på Mars og Venus

Klima er blevet et vigtigt emne, og vi er med god grund bekymrede for, hvad der er ved at ske med det her på Jorden.

Men sammenlignet med vores to naboplaneter, Venus og Mars, er Jorden stadig en blå oase i rummet.

For tre til fire milliarder år siden har både Venus og Mars sandsynligvis lignet Jorden med have og måske også den første begyndelse på liv, men siden da har de oplevet klimakatastrofer, der har ført til, at det nu er tvivlsomt, om der i dag overhovedet kan eksistere liv på vores to naboplaneter.

Venus, Jorden og Mars har stort set samme opbygning af klippe og metal, så man kunne forvente, at de også lignede hinanden.

Det troede man også før rumalderen, hvor man forventede at finde oceaner og måske også kontinenter med dyr og planter på Venus og en kold ørken på Mars, dog med grønne områder med en form for tundra som vi kender fra Jordens arktiske områder.

Som vi ved nu, er virkeligheden langt værre, men det betyder ikke, at Venus og Mars dermed er blevet uinteressante.

For en sammenligning mellem de tre planeter fører til det meget vigtige spørgsmål om, hvorfor Jordens klima gennem milliarder af år har været så nogenlunde konstant, mens klimaet på Mars og Venus har ændret sig totalt.

Den forklaring, vi hælder til i dag, er, at Jordens atmosfære sammen med vulkanisme og pladetektonik har virket som en slags termostat, og at Venus og Mars meget hurtigt har mistet en tilsvarende termostat, eller aldrig har haft den.

Da havene forsvandt på Venus

Venus er indhyllet i et tæt skylag, der forhindrer os i at se overfladen.

De kort, der findes over Venus, er alle skabt af den amerikanske rumsonde Magellan, der for mere end 30 år siden gik i bane om Venus og herfra gennemførte en grundig kortlægning med radar.

Men en analyse af skyerne og atmosfæren har sammen med radarbillederne gjort det muligt at give en mulig forklaring på, hvordan det er gået til, at Venus i dag har en overfladetemperatur på 460 grader, hvilket er varmere end på solsystemets inderste planet Merkur.

Da Venus blev dannet for 4,6 milliarder år siden, var Solen ikke nær så varm og udsendte heller ikke så meget stråling, som den gør i dag. Venus kunne derfor starte med et forholdsvis behageligt klima, hvor der næsten sikkert har været oceaner.

Men langsomt blev Solen varmere og udsendte mere lys med det resultat, at fordampningen af havene tog til.

Konsekvensen var, at der kom stadigt mere vanddamp ind i atmosfæren, og vanddamp er en ganske effektiv drivhusgas, så temperaturen på Venus bare steg og steg. Det endte med, at havene forsvandt og endte som vanddamp højt oppe i atmosfæren.

Der var så meget vanddamp, at noget af det kom 100 km over overfladen, hvor atmosfæren er så tynd, at Solens ultraviolette stråling kunne spalte vandmolekylerne i ilt og brint.

Tung og let brint fortæller om det forsvundne hav

Den brint, der findes i både Jordens atmosfære og Venus-atmosfæren, stammer fra vand, men brint findes i to isotoper, nemlig hydrogen og deuterium.

Hydrogen er almindelig brint med betegnelsen H, hvor atomkernen består af en enkelt proton, mens deuterium, også kaldet ’tung brint’ med betegnelsen D, har en atomkerne, der består af en proton og en neutron.

Kun 0,02 procent af brintatomerne i vanddampen på Jorden er deuterium, hvilket svarer til deuteriumindholdet i havene. På Venus er 5 procent af brintatomerne deuterium, og det betyder, at der er 250 gange så meget deuterium på Venus som på Jorden målt i forhold til brint.

Det vand, som Venus oprindeligt blev skabt med, har helt sikkert lignet vandet her på Jorden med samme fordeling af let og tung brint. Men efter at alt vandet var fordampet op i atmosfæren, steg koncentrationen af tung brint, fordi den lette brint hydrogen forsvandt meget hurtigere ud i rummet end den tunge brint deuterium.

Oprindeligt må der have været 250 gange så meget brint i Venus-atmosfæren, end der er i dag, og det gør det muligt at beregne, hvor meget vand der oprindeligt har været på Venus.

Beregningerne viser, at der har været vand nok til at dække hele Venus med et syv meter dybt hav.

Vulkaner og pladetektonik

På Jorden er der pladetektonik, hvilket betyder at vi har en nogenlunde konstant vulkanisme, især dér hvor to plader mødes eller glider fra hinanden.

Pladetektonikken virker som en god termostat, da den sammen med regn er med til at holde CO₂-koncentrationen nogenlunde konstant.

Regnen er med til at vaske den CO_2, som vulkaner producerer, ud af atmosfæren, så den kan gå i kemisk forbindelse med klipper i overfladen. Derefter sørger pladetektonikken for at begrave disse klipper under overfladen, inden den CO₂, der er bundet, igen sendes ud i atmosfæren gennem nye vulkanudbrud, hvilket forklares her.

Men med udtørringen af havene på Venus mistede planeten sin termostat.

Uden have forsvandt regnen og samtidig det smøremiddel, der gør det muligt for klippemasser at bevæge sig i forhold til hinanden. For uden vand bliver de øverste klippelag nemlig så stive, at pladetektonikken enten ophører eller ikke kommer i gang.

Resultatet blev, at CO₂ nu ikke længere kunne fjernes fra atmosfæren efter vulkanudbrud.

Den tørlagte Venus fik dermed et problem – nemlig at slippe af med den varme, som hele tiden produceres i dens indre af radioaktive stoffer ganske som på Jorden.

Men uden pladetektonik kan det ikke ske gradvist, men kun ved et superudbrud, hvor trykket i det indre til sidst er blevet så stort, at hele overfladen bogstavelig talt endevendes i en serie af enorme udbrud.

Hele Venus-overfladen bærer tydelige spor af en meget voldsom vulkanisme engang i fortiden. Blandt andet ved at tælle meteorkratere på radarbillederne kan man sige, at Venus bogstavelig talt fik en ny overflade for mindre end en milliard år siden.

Siden da er koncentrationen af CO₂ bare steget og steget, indtil Venus nu har en supertæt atmosfære, der skaber en meget kraftig drivhuseffekt.

På Mars er der for lidt drivhuseffekt

Venus endte med at få en temperatur på 460 grader, fordi den på grund af vulkansk virksomhed endte med en meget tæt CO₂-koncentration i atmosfæren. På Mars er det gået lige omvendt.

Mars har nemlig tabt så meget af sin atmosfære, at selvom atmosfæren også her består af CO₂, så er den så tynd, at den ikke kan levere en drivhuseffekt af betydning.

Og det betyder, at Mars er meget kold, endda koldere end man skulle forvente ud fra dens afstand til Solen – drivhuseffekten er skam vigtig og ikke altid en negativ ting.

Ser vi på Jorden, er gennemsnitstemperaturen 15 grader. Uden drivhuseffekten fra CO₂ og vanddamp i atmosfæren ville gennemsnitstemperaturen være -18 grader.

Drivhuseffekten har altså hævet Jordens temperatur med 33 grader celsius og dermed gjort Jorden beboelig, men som vi ser i disse år, så er det bestemt ikke en god ide at øge drivhuseffekten.

Ser vi på Mars, så hæver drivhuseffekten fra den tynde atmosfære kun temperaturen 5 grader med det resultat, at gennemsnitstemperaturen er nær de -60 grader, og temperaturen om natten kan komme ned under -100 grader.

Med en tættere atmosfære og en tilsvarende stærkere drivhuseffekt kunne i hvert fald ækvatorområderne på Mars måske blive beboelige.

Vi ved, at Mars engang må have haft en tættere atmosfære, for planeten er fuld af spor af gamle floder og søer, der nu er fuldstændig udtørrede. I dag er atmosfæren så tynd, at flydende vand ikke kan eksistere på Mars – det vil i stedet hurtigt fordampe.

Efter hvad vi ved i dag, har den oprindelige Mars, der lignede Jorden, gennemgået tre store klimakatastrofer, der har forvandlet planeten til den iskolde ørken vi kender i dag:

• Det meste af den oprindelige atmosfære er forsvundet
• Det oprindelige stærke magnetfelt er forsvundet
• Meget – men ikke alt – af det oprindelige vand er forsvundet

Forklaringen på disse tre omdannelser af Mars skal især søges i planetens størrelse.

Et spørgsmål om størrelse

Grundlæggende er problemet for Mars, at det er en lille planet, kun halvt så stor som Jorden. Det giver en lav tyngdekraft, som er godt en tredjedel af Jordens tyngdekraft, og det betyder, at Mars har svært ved at holde på en atmosfære.

Da små planeter køler hurtigere end store planeter, har Mars kun kunnet opretholde en geologisk aktivitet i forholdsvis kort tid.

Måske er Mars ikke helt død endnu, men det er i hvert fald et par milliarder år siden, at de store vulkaner på Mars var aktive. Mars havde ligesom Månen ikke mulighed for at have en aktiv geologi i ret lang tid.

Afkølingen førte til, at Mars ret hurtigt mistede sit magnetfelt, fordi det kræver strømninger i en varm kerne af metal at skabe et sådant felt og også at kunne opretholde en pladetektonik.

Den manglende pladetektonik fik dog ikke helt de samme konsekvenser som på Venus, simpelthen fordi Mars var for lille til at have en voldsom og vedvarende vulkansk virksomhed.

Man er dog ikke helt sikker på, om det alene er afkølingen af kernen, der fik magnetfeltet til at forsvinde for godt 4 milliarder år siden, da Mars kun var 500 millioner år gammel. Det kan også skyldes et gigantisk sammenstød med en asteroide, der afbrød strømningen af smeltet metal.

For uden et stærkt magnetfelt kan solvinden nå helt ned til atmosfæren, med det resultat at molekylerne i atmosfæren slynges ud i rummet efter sammenstød med de hurtige partikler i solvinden.

Så Mars-atmosfæren blev stadig mere tynd, og dermed ude af stand til at beskytte overfladen mod Solens ultraviolette stråling, som kan være dødbringende for liv på overfladen.

Så alene af den grund må eventuelt liv på Mars for længe siden være søgt ned under overfladen, hvor der stadig findes lommer med is, og for nylig har man også fundet tegn på flydende vand dybt under overfladen, viser nye data indsamlet af NASA-fartøjet InSight.

Til sidst blev lufttrykket så lavt, at vand slet ikke kunne eksistere på overfladen. Hvis det er koldt nok, kan der findes is på overfladen, og det gør der ved polerne.

Alle andre steder fordamper vandet, så vandmolekylerne kommer højt op i atmosfæren, hvor UV-lyset fra Solen meget hurtigt spalter vandmolekylerne i ilt og brint. Noget af dette vand har været ’halvtungt vand’ med formlen HDO, hvor D står for deuterium.

Ligesom på Venus tabes det tunge deuterium ikke så let ud i rummet som det lette hydrogen, og da koncentrationen af deuterium på Mars er seks gange større end i Jordens atmosfære, så må konklusionen være, at Mars oprindeligt må have haft seks gange så meget vand, som det vi finder spor af i dag i atmosfæren.

En beregning viser, at det er vand nok til at dække hele Mars med et 100 meter dybt hav. Hvorfor der er så lidt vand på Mars i dag, kan man læse mere om her.

Der er geologiske tegn på, at der engang har været et ’nordligt hav’ på Mars, men om dette hav har eksisteret længe nok til at liv har kunnet opstå og udvikle sig, ved vi intet om.

Jordens termostat

Man kunne for nyligt læse på Videnskab.dk, hvordan klimaet på Jorden har ændret sig i takt med koncentrationen af CO₂ i atmosfæren fra det supertropiske til det mere end arktiske.

Men det er alligevel småting i forhold til de klimaændringer, der har været på Venus og Mars – takket være Jordens åbenbart ret effektive og stadig virksomme termostat.

Jorden er heldigvis en stor planet, og den køles så langsomt, at pladetektonikken først vil ophøre om godt 1,4 milliarder år – se her. Men der er et meget større problem, nemlig at Solens lysstyrke hele tiden stiger.

Om 1,4 milliarder år vil Solen være så varm, at Jorden kommer til at minde om Venus med en måske 300 grader varm ørken, så termostatens ophør er nok ikke til den tid vores (eller vores fjerne efterkommeres) største problem.

Desuden vil Solen et par milliarder år senere svulme så meget op, at den måske opsluger Jorden, og det bliver så ‘the end’. Intet varer evigt.