26 Â

WIAT

N

AUKI

Maj 1999

Globalna zmiana klimatu

na Wenus

Mark A. Bullock i David H. Grinspoon

NASA/JET PROPULSION LABORATORY

Â

WIAT

N

AUKI

Maj 1999 27

Zarówno na Ziemi, jak i na jej siostrzanej planecie

warunki pogodowe zmienia∏y si´ na przestrzeni dziejów.

Jest to rezultat zwiàzków mi´dzy aktywnoÊcià

geologicznà i ewoluujàcà atmosferà

POWIERZCHNI¢ WENUS skanowano za pomocà systemu radarowego
umieszczonego na pok∏adzie sondy kosmicznej Magellan i uzyskano roz-
dzielczoÊç 120 m. Dzi´ki temu powsta∏ najbardziej kompletny obraz planety,
jaki kiedykolwiek da∏o si´ otrzymaç. Rozleg∏y uk∏ad gór i wy˝yn rozciàga si´
od podobnej do kontynentu formy Aphrodite Terra

(na lewo od Êrodka) przez

jasnà wy˝yn´ Atla Regio

(nieco na prawo od Êrodka) a˝ do Beta Regio (skraj-

nie z prawej u góry). Po∏udnik centralny o d∏ugoÊci wenerograficznej 180° od-
wzorowano wiernie. Obraz wykonano w projekcji sinusoidalnej, która wiernie
odwzorowuje powierzchni´. Ciemne miejsca oznaczajà tereny, które sà g∏ad-
kie w skali d∏ugoÊci fali radarowej (13 cm); jasne miejsca to nierównoÊci. Po-
∏udnikowe rysy to artefakty powsta∏e podczas tworzenia obrazu.

W

czasach, gdy Ziemia i Wenus wy∏oni∏y si´ jednocze-
Ênie z przeds∏onecznego kot∏a, mia∏y prawie t´ sa-
mà wielkoÊç i sk∏ad. Rozwin´∏y si´ jednak w dia-

metralnie ró˝ne Êwiaty. Temperatura powierzchni planety –
siostry Ziemi – wynosi oko∏o 460°C, wystarczajàco, by ska∏y
wyraênie ˝arzy∏y si´ przed oczami ka˝dego niefortunnego,
zbudowanego ze zwiàzków organicznych goÊcia. Taki jest
bowiem zabójczy efekt cieplarniany podtrzymywany przez at-
mosfer´, której g∏ównym sk∏adnikiem pozostaje niezwykle
skuteczny izolator – dwutlenek w´gla. P∏ynnej wody tu nie
ma. CiÊnienie powietrza przy powierzchni jest niemal 100 ra-
zy wy˝sze ni˝ na Ziemi – pod wieloma wzgl´dami przypo-
mina raczej ocean ni˝ atmosfer´. Melan˝ gazowych zwiàz-
ków siarki w po∏àczeniu z dost´pnà w minimalnej iloÊci parà
wodnà stanowi chemicznà podstaw´ dla otulajàcych ca∏y
glob chmur kwasu siarkowego.

Powy˝szy opis piek∏a przekaza∏a nam armada 22 automa-

tycznych statków kosmicznych, które fotografowa∏y, skano-
wa∏y, analizowa∏y i làdowa∏y na Wenus w ciàgu ostatnich 37
lat. Jednak˝e przez wi´kszoÊç tego czasu zas∏ona wenusjaƒ-
skich chmur uniemo˝liwia∏a pe∏ne rozpoznanie powierzchni
planety. Dla naukowców Wenus pozostawa∏a Êwiatem sta-
tycznym, poniewa˝ niewiele wiedzieli o dynamicznych pro-
cesach, takich jak tektonika czy wulkanizm, mogàcych kszta∏-
towaç planet´. Poglàd ten zmieni∏ si´ po wys∏aniu sondy
Magellan, która w latach 1990–1994 wykona∏a kompletnà ma-
p´ powierzchni Wenus o wysokiej rozdzielczoÊci, wykorzy-
stujàc przenikajàce przez chmury promienie radaru [patrz:
R. Stephen Saunders, „The Surface of Venus”; Scientific Ame-
rican, grudzieƒ 1990]. Ukaza∏a ona obraz planety, która do-
Êwiadczy∏a w przesz∏oÊci ogromnych erupcji wulkanicznych
i prawdopodobnie nadal jest aktywna. Te nowe informacje
o przesz∏oÊci geologicznej Wenus sprz´˝ono ze szczegó∏o-
wymi symulacjami komputerowymi, dzi´ki czemu podj´to
prób´ rekonstrukcji ostatniego miliarda lat historii klimatu
planety. Badacze przypuszczajà, ˝e intensywny wulkanizm
spowodowa∏ wielkoskalowà zmian´ klimatu. Podobnie jak
Ziemia, lecz odmiennie ni˝ wszystkie znane astronomom pla-
nety, Wenus ma z∏o˝ony, ewoluujàcy klimat.

Drugi sàsiad Ziemi, Mars, równie˝ ma za sobà wielkie

zmiany klimatyczne [patrz: Jeffrey S. Kargel i Robert G. Strom,
„Globalna zmiana klimatu na Marsie”; Âwiat Nauki, styczeƒ
1997]. DziÊ jednak jego atmosfera to relikt geologicznej prze-
sz∏oÊci. Wn´trze Marsa jest ju˝ zbyt zimne, by móg∏ wyst´po-
waç aktywny wulkanizm, a powierzchnia trwa w stanie g∏´-
bokiego zamro˝enia. Choç fluktuacje w ruchu obrotowym
Marsa wokó∏ S∏oƒca i w∏asnej osi mogà spowodowaç zmian´
klimatu, wulkanizm ju˝ nigdy si´ do niej nie przyczyni. Z ko-
lei klimat panujàcy na Ziemi i Wenus nap´dzany jest przez dy-
namiczne wzajemne oddzia∏ywanie procesów geologicznych
i atmosferycznych.

Z naszego punktu widzenia jako sàsiada w Uk∏adzie S∏o-

necznym niezwykle obrazowe jest uzmys∏owienie sobie, ˝e si-
∏y podobne do dzia∏ajàcych na Ziemi doprowadzi∏y do tak
odmiennego efektu na Wenus. Obserwacje tej planety posze-
rzy∏y badania nad ewolucjà klimatu poza ramy pojedyncze-
go przypadku Ziemi, dajàc naukowcom nowà perspektyw´
w podejÊciu do naglàcych pytaƒ: czy klimat Ziemi jest uni-
katowy?, czy jest on stabilny? LudzkoÊç bierze udzia∏ w
ogromnym, pozbawionym kontroli eksperymencie dotyczà-
cym ziemskiego klimatu, zapoczàtkowanym przez rosnàcy
strumieƒ zanieczyszczeƒ produkowanych przez stechnolo-
gizowane spo∏eczeƒstwo. Wyró˝nienie czynników, które
wp∏ywajà na ewolucj´ klimatu na innych planetach, ma pod-
stawowe znaczenie w zrozumieniu, w jaki sposób procesy
naturalne i antropogeniczne zmieniajà klimat na Ziemi.

TOPOGRAFIA

KRATERY UDERZENIOWE

RODZAJE TERENU

WIEK POWIERZCHNI

MARIBETH PRICE

South Dakota School of Mines and Technology (trzy obrazy na dole)

Topografia Wenus obejmuje szeroki zakres wysokoÊci – obszary po-
∏o˝one najni˝ej (niebieski) dzieli od najwy˝szych (˝ó∏ty) oko∏o 13 km.
Trzy piàte powierzchni le˝y jednak˝e w granicach 500 m od Êredniej
wysokoÊci przy promieniu planety wynoszàcym 6051.9 km. Topogra-
fia Ziemi koncentruje si´ natomiast wokó∏ dwóch wyraênych wyso-
koÊci, odpowiadajàcych kontynentom i dnu oceanicznemu.

Kratery uderzeniowe sà losowo rozrzucone po ca∏ej powierzchni We-
nus. Wi´kszoÊç z nich znajduje si´ w nie zmienionym stanie (bia∏e
kropki). Niektóre zosta∏y zmodyfikowane przez law´ (czerwone krop-
ki) lub uskoki (trójkàty); wyst´pujà one w miejscach takich jak Aphro-
dite Terra. Obszary o niewielkim zag´szczeniu kraterów (niebieskie
t∏o) najcz´Êciej zlokalizowane sà na wy˝ynach. Wi´cej kraterów (˝ó∏-
te t∏o) mo˝na spotkaç zazwyczaj na nisko po∏o˝onych równinach.

Powierzchnia Wenus sk∏ada si´ w wi´kszoÊci z równin wulka-
nicznych (niebieski). Wewnàtrz nich mo˝na zauwa˝yç obszary zde-
formowane, jak tessera (ró˝owy), oraz strefy ryftowe (bia∏y), a tak˝e
formy wulkaniczne, jak corona (brzoskwiniowy), pokrywy lawowe
(czerwony) i ró˝nej wielkoÊci wulkany (pomaraƒczowy), które nie uk∏a-
dajà si´ w kszta∏t ∏aƒcuchów jak na Ziemi, co wskazuje na brak tek-
toniki p∏yt.

Mapa pokazuje ró˝ne formy ukszta∏towania terenu i odpowiadajàcy im
wiek szacowany na podstawie zag´szczenia kraterów. Wulkany i formy
typu corona majà tendencj´ do ∏àczenia si´ w grupy wzd∏u˝ równiko-
wych stref ryftowych (niebieski), które sà m∏odsze od reszty powierzch-
ni planety. Tessera, pasma górskie i równiny sà starsze (˝ó∏ty). Ogól-
nie jednak, powierzchnia Wenus nie wykazuje ekstremalnych ró˝nic
wiekowych, jakie obserwuje si´ na Ziemi i Marsie.

NASA/JET PROPULSION LABORATORY

Oto jeden z przyk∏adów – na d∏ugo zanim dziura ozono-

wa sta∏a si´ tematem domowych rozmów, naukowcy starali
si´ rozwik∏aç osobliwà fotochemi´ wy˝szych warstw atmos-
fery Wenus. Odkryli, ˝e chlor obni˝a poziom wolnego tlenu
nad chmurami planety. WyjaÊnienie natury tego zjawiska na
Wenus rzuci∏o w koƒcu Êwiat∏o na podobny proces na Ziemi,
gdzie chlor pochodzàcy ze sztucznych êróde∏ niszczy ozon
w stratosferze.

Klimat i geologia

Na Ziemi klimat ulega zmianom m.in. dlatego, ˝e atmos-

fera to produkt ciàg∏ej wymiany gazów mi´dzy skorupà, p∏asz-
czem, oceanami, czapami polarnymi i przestrzenià kosmicz-
nà. Energia geotermalna – podstawowy czynnik nap´dzajàcy
procesy geologiczne – jest równie˝ bodêcem do ewolucji at-
mosfery. Przewa˝ajàca cz´Êç tej energii powstaje wskutek roz-
padu pierwiastków promieniotwórczych we wn´trzu Ziemi,
zrozumienie zaÊ sposobu wydzielania tego ciep∏a stanowi
g∏ówny problem w badaniach planet typu ziemskiego. Od-
powiadajà za to przede wszystkim dwa mechanizmy: wulka-
nizm i tektonika p∏yt.

Wn´trze Ziemi och∏adza si´ g∏ównie w wyniku dzia∏ania

tektonicznego pasa transmisyjnego, jakim jest w´drówka p∏yt
litosfery. Sta∏y recykling gazów, zachodzàcy dzi´ki temu pro-
cesowi, wp∏ywa stabilizujàco na ziemski klimat [ramka na stro-
nie 32]. Podczas gdy wulkany wpompowujà gazy do atmosfe-
ry, subdukcja p∏yt litosfery dostarcza je z powrotem do wn´trza.
Istnienie wi´kszoÊci wulkanów ma zwiàzek z aktywnà tekto-
nikà p∏yt, ale kilka z najwi´kszych na Ziemi struktur wulkanicz-
nych, na przyk∏ad Hawaje, rozwin´∏o si´ jako tzw. plamy go-
ràca niezale˝nie od granic p∏yt tektonicznych. Historycznie
rzecz bioràc, powstawanie rozleg∏ych prowincji wulkanicz-
nych – regionów wyst´powania nasilonych erupcji, spowodo-
wanych prawdopodobnie przez pot´˝ne strumienie magmy
(tzw. pióropusze p∏aszcza) migrujàce ku górze z le˝àcego po-
ni˝ej p∏aszcza – mog∏o wyrzuciç do atmosfery du˝e iloÊci ga-
zów, co prowadzi∏o do okresów globalnego ocieplenia [patrz:
Millard F. Coffin i Olav Eldholm, „Wielkie pokrywy lawowe”;
Âwiat Nauki, grudzieƒ 1993].

A jak by∏o na Wenus? Przed misjà sondy Magellan du˝a

cz´Êç geologicznej historii tej planety pozostawa∏a w sferze
domys∏ów opartych na porównaniach z Ziemià i ekstrapola-
cji przypuszczalnych podobieƒstw w sk∏adzie i produkcji geo-
termalnego ciep∏a. Dopiero teraz wy∏ania si´ obraz przesz∏o-
Êci powierzchni Wenus. Nie ma dowodów na obecnoÊç
tektoniki p∏yt; istnia∏a, byç mo˝e, w ograniczonej skali. Praw-
dopodobnie ciep∏o przep∏ywa∏o, przynajmniej we wzgl´dnie
niedalekiej przesz∏oÊci, dzi´ki erupcjom ogromnych pokryw
bazaltowej lawy, a potem dzi´ki wulkanom, które na nich wy-
rasta∏y. Zrozumienie roli wulkanów stanowi punkt wyjÊcia
do wszelkich dyskusji o klimacie.

Charakterystycznà cechà w przeprowadzonym przez Magel-

lana globalnym studium jest ma∏a liczba kraterów uderzenio-
wych. Chocia˝ g´sta atmosfera Wenus mo˝e chroniç powierzch-
ni´ przed niewielkimi obiektami kosmicznymi – zatrzymuje
wi´kszoÊç meteoroidów o Êrednicy poni˝ej 1 km, które spadajàc,
wybi∏yby kratery o Êrednicy do 15 km – stwierdzono tak˝e nie-
dostatecznà liczb´ wi´kszych kraterów. Obserwacje planetoid
i komet w obr´bie wewn´trznego Uk∏adu S∏onecznego, a tak˝e
zliczanie kraterów na Ksi´˝ycu daje niejakie poj´cie na temat
tego, jak szybko na Wenus powinny powstawaç uderzeniowe
blizny: oko∏o 1.2 krateru na milion lat. Wed∏ug najnowszych
danych sonda Magellan odnalaz∏a 963 kratery rozrzucone loso-
wo po powierzchni. W jakiÊ sposób Êlady uderzeƒ z pierwszych
3.7 mld lat historii planety zosta∏y zrównane z gruntem.

Â

WIAT

N

AUKI

Maj 1999 29

RZEKA NA WENUS? Ta delta znajduje si´ na zakoƒczeniu wàskie-
go kana∏u d∏ugoÊci 800 km, biegnàcego po pó∏nocnej równinie wul-
kanicznej. Woda nie mog∏a go wy˝∏obiç – na Wenus jest zbyt gorà-
co i sucho. Prawdopodobnie jest to dzie∏o bogatych w w´glanowe
i siarczanowe sole law – co oznacza, ˝e kiedyÊ Êrednia temperatura
by∏a tu o kilkadziesiàt stopni wy˝sza ni˝ dzisiaj. Pokazany obszar
ma wymiary oko∏o 40 x 90 km.

NASA/JET PROPULSION LABORATORY

Tak˝e na naszej planecie brakuje kraterów, poniewa˝ sta-

re formy ulegajà erozji pod wp∏ywem wody i wiatru. Ziem-
skie kratery uderzeniowe sà w ró˝nym stopniu zmienione –
od prawie nietkni´tej dziury zwanej Meteor Crater w Arizo-
nie po z trudem rozpoznawalne zarysy przysypanych osa-
dami struktur prekambryjskich w obr´bie najstarszych cz´Êci
skorupy kontynentalnej. Jednak˝e powierzchnia Wenus jest
o wiele za goràca, by mog∏a istnieç na niej woda w postaci
ciek∏ej, a wiatry – bardzo s∏abe. Kiedy nie ma erozji, wów-
czas g∏ównymi procesami, które zmieniajà i niszczà kratery
uderzeniowe, powinny byç wulkanizm i tektonika. I oto pa-
radoks. Wi´kszoÊç wenusjaƒskich kraterów wyglàda na Êwie-
˝e: tylko 6% ma brzegi zalane potokami lawy i jedynie 12%
uleg∏o zniekszta∏ceniu w wyniku fa∏dowania i p´kania skoru-
py. Gdzie podzia∏y si´ wi´c wszystkie starsze struktury, sko-
ro wi´kszoÊç istniejàcych jest nie zmieniona? JeÊli pokry∏a je
lawa, dlaczego nie ma tam kraterów cz´Êciowo zalanych?
W jaki sposób zosta∏y one usuni´te, skoro zachowa∏o si´ pier-
wotne losowe roz∏o˝enie tych widocznych?

Zdaniem niektórych badaczy losowe rozmieszczenie ob-

serwowanych kraterów oraz niewielka liczba kraterów cz´-
Êciowo zmienionych wskazuje, ˝e jakieÊ globalne wydarzenie
geologiczne w krótkim czasie zatar∏o wszystkie stare struktu-
ry mniej wi´cej 800 mln lat temu. Wed∏ug tego scenariusza, za-
proponowanego w 1992 roku przez Geralda G. Schabera z U.S.
Geological Survey (USGS) i Roberta G. Stroma z University of
Arizona, od tamtej pory meteoroidy bombardujà ju˝ nowo
utworzonà powierzchni´.

Hipoteza zak∏adajàca wymian´ nawierzchni na ca∏ej

planecie jest jednak dla wielu geologów nie do prze∏kni´cia.
Nie istnieje ˝adna analogia takiego zjawiska na Ziemi. Jesz-
cze tego samego roku Roger J. Phillips z Washington Uni-

versity przedstawi∏ alternatywny model, znany
jako równowagowe odÊwie˝anie powierzchni.
Zak∏ada on, ˝e stale dzia∏ajàce procesy geolo-
giczne nieprzerwanie niszczà kratery na niewiel-
kim obszarze, zachowujàc losowoÊç ich roz-
mieszczenia w skali globalnej. Problem jednak
w tym, ˝e wiele form geologicznych na Wenus
ma gigantyczne rozmiary, co wskazuje, ˝e tego
typu procesy nie mog∏y raczej pozacieraç krate-
rów z takà samà dok∏adnoÊcià na powierzchni
ca∏ej planety.

Dwie powy˝sze hipotezy uros∏y do rangi kla-

sycznej naukowej debaty, gdy dane z Magellana
poddano dok∏adniejszej analizie. Prawda przy-

puszczalnie le˝y gdzieÊ poÊrodku. Elementy obu modeli zo-
sta∏y w∏àczone do powszechnie przyj´tej interpretacji ostatnie-
go miliarda lat geologicznej historii Wenus: 800 mln lat temu
intensywny wulkanizm o globalnym zasi´gu doprowadzi∏
do zatarcia wi´kszoÊci struktur uderzeniowych i utworzy∏
rozleg∏e równiny wulkaniczne; po nim nastàpi∏ okres aktyw-
noÊci wulkanicznej na zredukowanym poziomie, który trwa
do dzisiaj.

Karmelowa skorupa z czekoladowà polewà

Jakkolwiek nie ma wàtpliwoÊci, ˝e wulkanizm stanowi∏

znaczàcà si∏´ w procesie kszta∏towania powierzchni Wenus,
interpretacja kilku zagadkowych form geologicznych nie da-
wa∏a si´ do niedawna po∏àczyç ze spójnym obrazem ewolu-
cji planety. Niektóre z tych form sugerujà, ˝e klimat Wenus
uleg∏ drastycznej zmianie.

Po pierwsze, wiele charakterystycznych struktur liniowych

przypomina formy erozji wodnej. Majà do 7 tys. km d∏ugoÊci
i sà podobne do koryt ziemskich rzek meandrujàcych oraz
tarasów zalewowych. Wiele z nich koƒczy si´ kana∏ami wy-
p∏ywowymi, które wyglàdajà jak delty rzeczne. Kraƒcowa
suchoÊç Êrodowiska sprawia, ˝e udzia∏ wody w tworzeniu
tych form wydaje si´ wysoce nieprawdopodobny. Co przyczy-
ni∏o si´ do ich powstania? Najpewniej sprawcà by∏y w´glan
wapnia, siarczan wapnia i inne sole. Powierzchnia pozosta-
jàca w równowadze z ci´˝kà, bogatà w dwutlenek w´gla at-
mosferà doprawionà gazami siarkowymi powinna byç prze-
pe∏niona tymi zwiàzkami. RzeczywiÊcie, radzieckie làdowniki
z serii Wenera stwierdzi∏y, ˝e ska∏y powierzchniowe zawie-
rajà 7–10% minera∏ów wapnia (prawdopodobnie w´glanów)
oraz 1–5% siarczanów.

ZMARSZCZKOWATE PASMA GÓRSKIE to naj-
powszechniej spotykana forma na wulkanicznych
równinach Wenus. Równomierne rozmieszczenie
i równoleg∏e u∏o˝enie Êwiadczy o tym, ˝e utworzy∏y
si´ w czasie, gdy ca∏a równina podlega∏a napr´˝e-
niom, spowodowanym prawdopodobnie przez na-
g∏à i znacznà zmian´ temperatury powierzchni. Re-
gion ten, b´dàcy cz´Êcià równikowej równiny nazy-
wanej Rusalka Planitia, ma szerokoÊç oko∏o 300 km.

40

20

0

60

80

100

PrzepuszczalnoÊç (procenty)

D∏ugoÊç fali (mikrometry)

10.0

250.0

5.00

3.33

2.50

2.00

1.66

KONCENTRACJE GAZÓW

Czas (miliony lat)

Wspó∏czynniki mieszania atmosferycznego

100

0

200

300

400

500

600

700

10

–5

10

–6

10

–4

10

–3

H

2

0

S0

2

Gazy cieplarniane przepusz-
czajà Êwiat∏o s∏oneczne do-
cierajàce do powierzchni We-
nus, blokujà jednak wycho-
dzàce z niej promieniowanie
podczerwone. Dwutlenek w´-
gla (czerwony), woda (niebie-
ski) i dwutlenek siarki (˝ó∏ty)
poch∏aniajà odmienne zakre-
sy d∏ugoÊci fal. Gdyby nie te
gazy, Êwiat∏o s∏oneczne i
promieniowanie podczerwo-
ne równowa˝y∏yby si´ w tem-
peraturze powierzchni wyno-
szàcej oko∏o –20°C.

EFEKT CIEPLARNIANY

Woda i dwutlenek siarki,
pochodzàce z wulkanów,
sà usuwane z atmosfery.
Dwutlenek siarki (˝ó∏ty)
stosunkowo szybko wcho-
dzi w reakcj´ z w´glana-
mi na powierzchni, nato-
miast woda (niebieski) jest
powoli rozk∏adana przez
promieniowanie ultrafiole-
towe S∏oƒca.

NASA/JET PROPULSION LABORATORY

MARK A. BULLOCK i

DAVID H. GRINSPOON

MARK A. BULLOCK i

DAVID H. GRINSPOON

Przesycone tymi substancjami lawy topià si´ w tempera-

turach o kilkadziesiàt do kilkuset stopni wy˝szych od obec-
nie panujàcych na powierzchni Wenus. Jeffrey S. Kargel
z USGS ze wspó∏pracownikami wysun´li hipotez´, ˝e podob-
nie jak warstwy wodonoÊne na Ziemi, na g∏´bokoÊci od kil-
kuset metrów do kilku kilometrów pod wenusjaƒskà po-
wierzchnià mogà istnieç ogromne zbiorniki karbonatytowej
(bogatej w sole) magmy. Nieco wy˝sze temperatury w prze-
sz∏oÊci doprowadzi∏y, byç mo˝e, do wylania bogatych w so-
le law na powierzchni´, gdzie by∏y wystarczajàco stabilne,
by wy˝∏obiç obserwowane dzisiaj struktury.

Po drugie, tajemnicze formy typu tessera (∏ac. p∏ytka mo-

zaikowa – przyp. red.), najstarszy rodzaj terenu na Wenus,
równie˝ wskazujà na wy˝sze temperatury w przesz∏oÊci. Sil-
nie pomarszczone formy krajobrazu zlokalizowane sà na ob-
szarze p∏askich wyniesieƒ skorupy przypominajàcych kon-
tynenty, które wznoszà si´ wiele kilometrów ponad nisko
po∏o˝onymi równinami lawowymi. Analizy przeprowadzo-
ne przez Phillipsa i Vicki L. Hansen z Southern Methodist
University wskazujà, ˝e „kontynenty” powsta∏y w wyniku
rozciàgania litosfery (sztywnego, zewn´trznego szkieletu pla-
nety z∏o˝onego ze skorupy i górnego p∏aszcza). Proces ów
przypomina∏ rozrywanie karmelowego batonika z polewà
czekoladowà, który jest ciàgliwy w Êrodku, a na zewnàtrz
ma cienkà kruchà pow∏ok´. Obecnie zewn´trzna cz´Êç litos-
fery jest ju˝ zbyt gruba, by mog∏a zachowywaç si´ w ten spo-
sób. W okresie tworzenia form typu tessera musia∏a byç jed-
nak cieƒsza, a zatem powierzchnia – znacznie gor´tsza.

Po trzecie, planet´ pokrywa sieç p´kni´ç i fa∏dów. Przynaj-

mniej niektóre z tych form, a szczególnie tzw. zmarszczkowa-
te pasma górskie, mog∏y powstaç w wyniku okresowych fluk-
tuacji klimatu. Wraz z Seanem C. Solomonem z Carnegie
Institution z Waszyngtonu wysun´liÊmy tez´, ˝e na równinach
zachowa∏y si´ Êlady globalnie spójnych epizodów deformacji,
odleg∏ych od siebie o krótkie przedzia∏y geologicznej historii.
Rzecz w tym, ˝e najwyraêniej ca∏a litosfera by∏a rozciàgana lub
Êciskana jednoczeÊnie. Trudno wyobraziç sobie wewnàtrzpla-
netarny mechanizm, który by∏by za to odpowiedzialny. Jak to
powiàzaç z globalnà zmianà klimatu? Solomon wyliczy∏, ˝e
napr´˝enia w litosferze wytwarzane przez wahania tempera-
tury rz´du 100°C, wynios∏yby maksymalnie 1000 barów – jest
to wartoÊç porównywalna z ciÊnieniami, jakie na Ziemi powo-
dowa∏y wypi´trzania pasm górskich, i wystarczajàca do od-
kszta∏cenia powierzchni Wenus w obserwowalny sposób.

W czasie, gdy szala∏a dyskusja nad niedawnà przesz∏oÊcià

geologicznà Wenus, pracowaliÊmy nad szczegó∏owym mo-
delem jej atmosfery. Teoria mówi, ˝e obce i nieprzyjazne nam
warunki panujàce na Wenus sà podtrzymywane przez uzu-
pe∏niajàce si´ wzajemnie w∏asnoÊci sk∏adników atmosfery.
Nawet w Êladowych iloÊciach para wodna poch∏ania promie-
niowanie podczerwone w zakresach d∏ugoÊci fali, w których
dwutlenek w´gla nie dzia∏a. Dwutlenek siarki i inne gazy
siarkowe blokujà promieniowanie jeszcze innej d∏ugoÊci [ilu-
stracja poni˝ej]. Wszystkie te gazy cieplarniane wspó∏dzia∏ajà
ze sobà, czyniàc atmosfer´ Wenus cz´Êciowo przezroczystà dla

przychodzàcego promieniowania s∏onecznego, ale ca∏kowicie
nie przepuszczalnà dla wychodzàcego promieniowania ciepl-
nego. W wyniku tego temperatura powierzchni (mierzona
w kelwinach) jest trzykrotnie wy˝sza, ni˝ by∏aby bez atmos-
fery. Dla porównania: na Ziemi efekt cieplarniany podnosi
temperatur´ powierzchni jedynie o jakieÊ 15%.

Je˝eli wulkany naprawd´ odÊwie˝y∏y ca∏à powierzchni´

Wenus 800 mln lat temu, to musia∏y przy tym wyrzuciç
w krótkim czasie do atmosfery ogromnà iloÊç gazów cieplar-
nianych. Za∏o˝enie, ˝e wyla∏o si´ tyle lawy, by przykryç ca-
∏à planet´ dziesi´ciokilometrowà warstwà, jest chyba rozsàd-
ne. W takim przypadku zawartoÊç dwutlenku w´gla w
atmosferze prawie si´ nie zmieni∏a – jest go ju˝ tam napraw-
d´ du˝o. Jednak˝e koncentracje pary wodnej i dwutlenku
siarki wzros∏y wówczas odpowiednio dziesi´ciokrotnie i sto-

TEREN WST¢GOWY zbudowany jest z p∏ytkich (400-metrowych)
rowów o p∏askim dnie i stromych Êcianach. Formy te mog∏y po-
wstaç w wyniku p´kania cienkiej kruchej warstwy ska∏ le˝àcej na
s∏abszym ciàgliwym pod∏o˝u. Na w∏amanych ilustracjach widocz-
ne sà powi´kszenia obszaru zaznaczonego prostokàtem. Na po-
wi´kszeniu w prawym dolnym rogu naniesiono przebieg rowów.

POKRYWA CHMUR

100

0

200

300

400

500

600

700

Czas (miliony lat)

WysokoÊç (kilometry)

40

20

0

60

80

TEMPERATURA

Czas (miliony lat)

Temperatura powierzchni (kelwiny)

100

0

200

300

400

500

600 700

700

800

900

Po serii globalnych erupcji
wulkanicznych zmienia si´
gruboÊç chmur kwasu siar-
kowego. Poczàtkowo woda
i dwutlenek siarki dostajà si´
do powietrza, a chmury ro-
bià si´ wówczas grubsze.
Nast´pnie zanikajà, w miar´
jak ubywa tych gazów. Oko-
∏o 400 mln lat po zapoczàt-
kowaniu wulkanizmu kwaso-
we chmury zosta∏y zastà-
pione przez cienkie chmury
wodne wyst´pujàce w wy-
sokich partiach atmosfery.

Temperatura powierzchni
zale˝y od tego, jak wzgl´d-
nie du˝y jest wp∏yw chmur
i efektu cieplarnianego. Po-
czàtkowo wulkanizm wy-
twarza grubà pokryw´
chmur, która och∏adza po-
wierzchni´. Poniewa˝ jed-
nak woda jest wolniej usu-
wana z atmosfery planety
ni˝ dwutlenek siarki, efekt
cieplarniany wkrótce zaczy-
na ogrzewaç powierzchni´.

MARK A. BULLOCK i

DAVID H. GRINSPOON

MARK A. BULLOCK i

DAVID H. GRINSPOON

VICKI L. HANSEN

Southern Methodist University

iRODGER J. PHILIPS

Washington University

krotnie. Zafascynowani potencjalnymi im-
plikacjami tej teorii, stworzyliÊmy model kli-
matu Wenus, ∏àczàcy wzajemnie przenika-
jàce si´ wp∏ywy wielu procesów, takich jak
odgazowanie wulkaniczne, powstawanie
chmur, utrata wodoru z górnych warstw at-
mosfery oraz reakcje mi´dzy gazami atmos-
ferycznymi i minera∏ami na powierzchni.

Wzajemne oddzia∏ywanie tych procesów

bywa subtelne. Choç dwutlenek w´gla, wo-
da i dwutlenek siarki ogrzewajà powierzch-
ni´, ostatnie dwie substancje z tej listy po-
wodujà skutki uboczne, dzia∏ajàce odwrot-
nie – chmury. Wi´ksza koncentracja pary
wodnej i dwutlenku siarki nie tylko nasila
efekt cieplarniany, lecz tak˝e zag´szcza
chmury, które odbijajà Êwiat∏o s∏oneczne
z powrotem w kosmos, ozi´biajàc tym sa-
mym planet´. Ze wzgl´du na te wspó∏zawo-
dniczàce ze sobà zjawiska nie jest pewne, jak
wp∏ynie na klimat zastrzyk tych dwu gazów.

Planetarna perspektywa

Nasze symulacje wskazujà, ˝e z poczàtku

planet´ pokrywa∏a znaczna warstwa chmur,
wskutek czego powierzchnia och∏odzi∏a si´
o jakieÊ 100°C. Potem jednak chmury stop-
niowo zu˝y∏y si´ w reakcjach chemicznych.
Woda przenika∏a do wy˝szych warstw at-
mosfery, gdzie ulega∏a rozk∏adowi pod wp∏y-
wem promieniowania ultrafioletowego S∏oƒ-
ca. Wodór z czasem uciek∏ w przestrzeƒ
kosmicznà; w ciàgu 200 mln lat zosta∏a go
tylko po∏owa. W tym czasie dwutlenek siar-
ki reagowa∏ ze ska∏ami w´glanowymi. Jak
wykaza∏y eksperymenty przeprowadzone
przez Bruce’a Fegleya, Jr., z Washington Uni-
versity i jego wspó∏pracowników, dwutle-
nek siarki w wenusjaƒskiej atmosferze jest
poch∏aniany przez w´glany du˝o szybciej,
ni˝ woda ucieka w przestrzeƒ kosmicznà.

W miar´ jak zanika∏y chmury, coraz wi´-

cej energii s∏onecznej dociera∏o do po-
wierzchni, rozgrzewajàc jà. Po mniej wi´cej
200 mln lat temperatura by∏a ju˝ wystarcza-
jàco wysoka, by chmury zacz´∏y parowaç od
spodu. Wywiàza∏o si´ pozytywne sprz´˝enie
zwrotne: im szybciej znika∏y chmury, tym
mniej energii s∏onecznej by∏o odbijane z po-
wrotem w kosmos, tym gor´tsza stawa∏a si´
powierzchnia, tym intensywniej chmury pa-
rowa∏y od spodu itd. Imponujàce warstwy
chmur nagle przesta∏y istnieç. Przez blisko
400 mln lat jedynym Êladem po nich by∏y
rozmyte pasma w górnych warstwach atmo-
sfery z∏o˝one g∏ównie z wody. Na powierz-
chni panowa∏a temperatura o 100°C wy˝sza
ni˝ obecnie, poniewa˝ koncentracja pary
wodnej w atmosferze by∏a wcià˝ doÊç wyso-
ka. Cienkie chmury nasila∏y tak˝e efekt cie-
plarniany, odbijajàc niewiele energii s∏onecz-
nej. W koƒcu, mniej wi´cej 600 mln lat po
pojawieniu si´ globalnego wulkanizmu i przy
braku jakiejkolwiek aktywnoÊci wulkanicz-
nej, chmury rozproszy∏y si´ ca∏kowicie.

32 Â

WIAT

N

AUKI

Maj 1999

Dlaczego na Wenus jest jak w piekle?

U

derzajàce ró˝nice mi´dzy klimatami Ziemi i Wenus wià˝e si´ dziÊ z historià
wody na obu tych planetach. Oceany i atmosfera Ziemi zawierajà obecnie

100 tys. razy wi´cej wody ni˝ atmosfera Wenus. P∏ynna woda poÊredniczy w re-
akcjach dwutlenku w´gla ze ska∏ami na powierzchni. Dzi´ki temu dwutlenek w´-
gla z powietrza mo˝e tworzyç minera∏y. Ponadto woda, dostajàca si´ do le˝àce-
go g∏´biej p∏aszcza, jest prawdopodobnie odpowiedzialna za istnienie warstwy
o niskiej lepkoÊci – astenosfery – po której przesuwajà si´ p∏yty litosfery. Po-
wstawanie minera∏ów w´glanowych i ich póêniejsze pogrà˝enie wraz z p∏ytami
tektonicznymi zapobiega wzrastaniu poziomu dwutlenku w´gla w powietrzu do
wartoÊci obserwowanych na Wenus.

Jednak˝e modele powstawania planet przewidujà, ˝e oba te Êwiaty powinny byç

obdarzone podobnà iloÊcià wody dostarczanej przez lodowe impakty pochodzà-
ce z peryferii Uk∏adu S∏onecznego. Gdy sonda Pioneer wesz∏a na orbit´ Wenus
w 1978 roku, zmierzy∏a stosunek deuteru do zwyk∏ego wodoru w wodzie zawar-
tej w wenusjaƒskich chmurach. Stosunek ten mia∏ zaskakujàcà wartoÊç: 150-
-krotnie wy˝szà ni˝ na Ziemi [patrz: Janet G. Luhmann, James B. Pollack i Law-
rence Colin, „Misja do planety Wenus”; Âwiat Nauki, czerwiec 1994]. Praw-
dopodobnie na Wenus by∏o kiedyÊ du˝o wi´cej wody. Zarówno wodór, jak i deu-
ter, chemicznie równowa˝ne, zwiàzane by∏y w czàsteczkach wody. Gdy para
wodna migrowa∏a w górne warstwy atmosfery, promieniowanie ultrafioletowe
S∏oƒca rozk∏ada∏o jà na tlen i wodór bàdê deuter. Wodór jako l˝ejszy ∏atwiej ucie-
ka w kosmos ni˝ deuter, tote˝ wzgl´dna iloÊç deuteru z czasem wzrasta.

Dlaczego proces ten nastàpi∏ na Wenus, a nie na Ziemi? W 1969 roku Andrew P.

Ingersoll z California Institute of Technology wykaza∏, ˝e jeÊli planeta otrzyma∏aby
wystarczajàco du˝o promieniowania s∏onecznego, ca∏a woda na jej powierzchni
szybko by wyparowa∏a. Ta dodatkowa para wodna jeszcze bardziej ogrza∏aby atmos-
fer´, zapoczàtkowujàc proces nazwany przez Ingersolla ucieczkowym efektem cie-
plarnianym. Wi´kszoÊç dost´pnej na planecie wody przenios∏aby si´ wówczas
w górne warstwy atmosfery, gdzie ostatecznie zosta∏aby roz∏o˝ona, a nast´pnie
uciek∏a w kosmos. JakiÊ czas potem James F. Kasting z Pennsylvania State Uni-
versity wraz ze wspó∏pracownikami stworzyli bardziej rozwini´ty model tego zjawi-
ska [patrz: James F. Kasting, Owen B. Toon i James B. Pollack, „How Climate Evo-
lved on Terrestial Planets”; Scientific American, luty 1988]. Ocenili, ˝e krytyczna
wielkoÊç strumienia energii s∏onecznej, powodujàca zapoczàtkowanie ucieczkowe-
go efektu cieplarnianego, wynosi oko∏o 40% wi´cej ni˝ strumieƒ obecnie docierajà-
cy do Ziemi. WartoÊç ta odpowiada w przybli˝eniu wielkoÊci strumienia energii, jaka
mog∏a byç na orbicie Wenus zaraz po jej powstaniu, gdy S∏oƒce Êwieci∏o o 30%
s∏abiej. W ciàgu pierwszych 30 mln lat istnienia planety mog∏o z niej uciec tyle sa-
mo wody, ile gromadzà wszystkie ziemskie oceany.

Mankament tego modelu polega na tym, ˝e jeÊli Wenus dostatecznie wcze-

Ênie mia∏a g´stà atmosfer´ z dwutlenku w´gla podobnà do dzisiejszej, to zacho-
wa∏aby du˝o swojej wody. IloÊç traconej wody zale˝y od tego, ile jej mo˝e wznieÊç
si´ tak wysoko, aby ulec rozk∏adowi, a to jest trudniejsze na planecie o g´stej at-
mosferze. Co wi´cej, jeÊli w tym procesie utworzy∏yby si´ jakieÊ chmury, zacz´-
∏yby odbijaç promieniowanie s∏oneczne z powrotem w kosmos, wstrzymujàc tym
samym ucieczkowy efekt cieplarniany.

Dlatego w∏aÊnie zespó∏ Kastinga wzià∏ tak˝e pod uwag´ fakt, ˝e strumieƒ ener-

gii s∏onecznej móg∏ byç nieco ni˝szy od wartoÊci krytycznej. Wed∏ug tego scena-
riusza na Wenus by∏y goràce oceany i wilgotna stratosfera. Oceany utrzymywa-
∏y koncentracj´ dwutlenku w´gla na niskim poziomie, rozpuszczajàc gaz
i przyczyniajàc si´ do tworzenia w´glanów. Dzi´ki obecnoÊci w astenosferze wo-
dy pe∏niàcej rol´ smaru, przypuszczalnie dzia∏a∏y czynniki tektoniczne p∏yt. Krót-
ko mówiàc, na Wenus wyst´powa∏y mechanizmy regulujàce klimat, podobne do
obecnych na Ziemi. Nie by∏y jednak niezawodne. Ni˝sza g´stoÊç atmosfery nie
mog∏a zapobiec dyfuzji wody na du˝ej wysokoÊci. W ciàgu 600 mln lat znikn´∏y
ca∏e oceany wody. Usta∏a tektonika p∏yt, skazujàc wn´trze planety na ch∏odze-
nie drogà wulkanizmu i przewodnictwa cieplnego. Od tego czasu w powietrzu
gromadzi si´ dwutlenek w´gla.

Powy˝sza sytuacja, nazwana wilgotnym efektem cieplarnianym, jest ilustracjà

zawi∏ej zale˝noÊci mi´dzy zmianami na S∏oƒcu, w klimacie i w geologii. Proce-
sy atmosferyczne i powierzchniowe mogà si´ nawzajem wzmacniaç, podtrzy-
mujàc istniejàcy stan rzeczy, ale nieraz sprzymierzajà si´ przeciwko sobie samym.
JeÊli ta teoria jest prawdziwa, na Wenus by∏y kiedyÊ oceany, i przypuszczalnie
tak˝e ˝ycie, choç ustalenie tego jest chyba niemo˝liwe.

Poniewa˝ dwutlenku siarki i pary wodnej ciàgle ubywa,

chmury istniejà dzi´ki czynnym wulkanom. ObliczyliÊmy,
˝e dzisiejsza gruba pokrywa chmur mo˝e byç nast´pstwem
aktywnoÊci wulkanicznej w ciàgu ostatnich 30 mln lat. We-
wn´trzne procesy, odpowiedzialne za powstawanie wulka-
nizmu powierzchniowego, pojawiajà si´ na okresy d∏u˝sze
ni˝ kilkadziesiàt milionów lat, a wi´c wulkany prawdopo-
dobnie wcià˝ sà aktywne. Odkrycie to jest zgodne z obser-
wacjami zró˝nicowania iloÊci dwutlenku siarki na Wenus.
W 1984 roku Larry W. Esposito z University of Colorado
w Boulder zauwa˝y∏, ˝e zawartoÊç dwutlenku siarki w gór-
nych partiach chmur zmniejszy∏a si´ ponad 10-krotnie w cià-
gu pierwszych pi´ciu lat wenusjaƒskiej misji Pioneer
(1978–1983). Stwierdzi∏, ˝e zró˝nicowanie iloÊci tego gazu
i zwiàzanych z nim drobin mg∏y jest wynikiem wyst´powa-
nia zjawisk wulkanicznych. Powodowane przez wulkanizm
fluktuacje temperatury powierzchni stanowià równie˝ natu-
ralne wyjaÊnienie wielu zaobserwowanych przez sond´ Ma-
gellan enigmatycznych struktur.

Ziemski klimat na szcz´Êcie nie doÊwiadczy∏ podobnych

ekstremów w niedalekiej przesz∏oÊci geologicznej. Chocia˝
dzia∏a naƒ wulkanizm, bogata w tlen atmosfera istniejàca
dzi´ki ˝yciu organicznemu i obfitoÊci wody bezustannie usu-
wa siarkowe gazy. Âwiadczy to, ˝e wodne chmury sà klu-
czem do równowagi cieplnej planety. Parowanie oceanów
decyduje, jaka iloÊç pary wodnej bierze udzia∏ w ich tworze-
niu, a jego tempo zale˝y od temperatury powierzchni. Nie-
znacznie nasilony efekt cieplarniany na Ziemi wt∏acza wi´-
cej wody do atmosfery, wskutek czego powstaje wi´ksza
pokrywa chmur. Wy˝szy wspó∏czynnik odbicia zmniejsza
iloÊç nap∏ywajàcej energii s∏onecznej i tym samym obni˝a
temperatur´. To negatywne sprz´˝enie zwrotne dzia∏a jak
termostat, utrzymujàc temperatur´ powierzchni na umiarko-
wanym poziomie w krótkich odcinkach czasu (od dni do lat).
Analogiczny mechanizm, jakim jest cykl w´glanowo-krze-
mianowy, stabilizuje iloÊç dwutlenku w´gla w atmosferze.
Rzàdzony przez powolny proces tektoniki p∏yt mechanizm
ten dzia∏a w cyklu oko∏o pó∏ miliona lat.

Te niezwyk∏e cykle, splatajàce si´ z wodà i ˝yciem, ochro-

ni∏y klimat Ziemi przed gwa∏townymi zmianami, których do-
Êwiadczy∏a jej siostrzana planeta. Jednak˝e wp∏ywy antropo-
geniczne dzia∏ajà w poÊredniej skali czasu. IloÊç dwutlenku
w´gla w ziemskiej atmosferze wzros∏a o

1

/

4

od 1860 roku.

Choç prawie wszyscy badacze zgadzajà si´, ˝e mamy do czy-
nienia z globalnym ociepleniem, nadal toczy si´ spór o to,
w jakim stopniu jest to wynik spalania paliw kopalnych,
a w jakim – czynników naturalnych. Nie wiadomo, czy ist-
nieje krytyczny poziom dwutlenku w´gla, który pokona∏by cy-
kle regulacyjne ziemskiego klimatu. Jedno jest jednak pewne:
klimaty planet typu ziemskiego mogà podlegaç gwa∏townym
zmianom, spowodowanym przez interakcje mi´dzy proce-
sami o skali planetarnej [ramka na stronie 32]. Los Ziemi jest

przypiecz´towany. W miar´ starzenia si´ S∏oƒce b´dzie co-
raz jaÊniejsze. Za jakiÊ miliard lat oceany zacznà szybko pa-
rowaç i klimat wpadnie w ucieczkowy efekt cieplarniany.
Ziemia i Wenus powsta∏y jako prawie identyczne bliêni´ta,
których drogi póêniej si´ rozesz∏y, ale kiedyÊ obie planety
znów mogà si´ upodobniç.

Obaj pami´tamy utopijnà wizj´ nauki i techniki z lat szeÊç-

dziesiàtych, gdy byliÊmy jeszcze dzieçmi. Zasoby Ziemi i jej
zdolnoÊç przyjmowania odpadów wydawa∏y si´ wówczas
nieograniczone. W ogromnym post´pie dokonanym przez
nauk´ w ciàgu ostatnich kilkudziesi´ciu lat jednà z najwa˝niej-
szych rzeczy by∏o zrozumienie, ˝e Ziemia jest bogatym, lecz
ograniczonym domem. Ów poglàd narodzi∏ si´ z rosnàcego
przekonania, ˝e produkty uboczne globalnej spo∏ecznoÊci
technicznej mogà zmieniç klimat planety [patrz: Philip D. Jo-
nes i Tom M. L. Wigley, „Klimat si´ ociepla?”; Âwiat Nauki,
lipiec 1991]. Zbadanie Wenus, która wydaje si´ nam obca, jest
niezb´dne, aby znaleêç ogólne przyczyny zaburzeƒ klima-
tycznych i tym samym zrozumieç kruchoÊç lub trwa∏oÊç na-
szej planety.

T∏umaczy∏

Andrzej Pieƒkowski

Â

WIAT

N

AUKI

Maj 1999 33

Informacje o autorach

MARK A. BULLOCK i DAVID H. GRINSPOON sà planetologami

w University of Colorado w Boulder. Bullock zaczyna∏ karier´ od

badaƒ nad destrukcjà zwiàzków organicznych na Marsie; teraz ana-

lizuje destrukcj´ ∏agodnych warunków klimatycznych na Wenus.

Nieraz nocà pokazuje swoim synom, Seanowi i Brianowi, jasne punk-

ty na niebie, które bada. Grinspoon, zajmuje si´ studiami nad ewo-

lucjà atmosfer planetarnych oraz ˝ycia, jest cz∏onkiem Solar System

Exploration Subcommittee (Podkomisji ds. Eksploracji Uk∏adu S∏o-

necznego), która doradza NASA w sprawie polityki kosmicznej.

Gra∏ na gitarze elektrycznej i perkusji w wielu zespo∏ach world-bea-

towych i trip-hopowych; dwa miesiàce sp´dzi∏ w Zimbabwe, by na-

uczyç si´ muzyki chimurenga.

Literatura uzupe∏niajàca

THE STABILITY OF CLIMATE ON VENUS

. Mark A. Bullock i David H.

Grinspoon, Journal of Geophysical Research, vol. 101, nr E3, ss. 7521-

7530, III/1996.

VENUS II: GEOLOGY, GEOPHYSICS, ATMOSPHERE, AND SOLAR WIND ENVIRONMENT

.

Red. Stephen W. Bougher, Donald M. Hunten i Roger J. Phillips;

University of Arizona Press, 1997.

VENUS REVEALED: A NEW LOOK BELOW THE CLOUDS OF OUR MYSTERIOUS TWIN

PLANET

. David H. Grinspoon; Perseus Books, 1997.

THE NEW SOLAR SYSTEM.

Wydanie czwarte. Red. J. Kelly Beatty, Carolyn

Collins Petersen i Andrew Chaikin; Cambridge University Press, 1998.

Interaktywny atlas Wenus jest dost´pny w Internesie pod adresem:

www.ess.ucla.edu/hypermap/Vmap/top.html

W ATMOSFERZE WENUS dominujà temperatury rodem z pieca, ci-
Ênienia z oceanu i chmury kwasu siarkowego (H

2

SO

4

). Przyczynà

takiego stanu na Wenus jest brak cykli podobnych do stabilizujàcych
warunki na Ziemi. Procesy atmosferyczne przebiegajà tu w jednà
stron´. Wyrzucony z wulkanu dwutlenek w´gla (CO

2

) pozostaje

w atmosferze; woda (H

2

O) po roz∏o˝eniu przez promieniowanie

ultrafioletowe ucieka na zawsze w przestrzeƒ kosmicznà; wiàzany
w strukturze minera∏ów dwutlenek siarki (SO

2

) gromadzi si´ na po-

wierzchni (niewielka jego iloÊç podlega jednak redystrybucji).

TOM MOORE; êród∏o: MARK A. BULLOCK I

DAVID H. GRINSPOON

na podstawie

diagramu autorstwa

CARTERA EMMARTA

Hayden Planetarium

SO

2

SO

2

SO

2

CO

2

H

2

O

H

2

O

H

2

O

H

UV

O

H

2

SO

4