Může Země ztratit své oceány?
Krátce
poté, co před 4,5 miliardami let vznikly planety, Země, Venuše a Mars
pravděpodobně měly na svém povrchu vodu, tvrdí Maura Rabette z Amesova
výzkumného střediska NASA (Ames Research Center). Proč však planeta
Země si svoji vodu udržela a planeta Venuše ji ztratila?
Maura
Rabette a její kolegové jsou přesvědčeni, že na tuto otázku již znají
odpověď na základě svého studia neobvykle teplé oblasti Tichého oceánu
a atmosféry nad ní severovýchodně od Austrálie.
Při povrchové
teplotě oceánu nad 27 stupňů Celsia dochází k vypařování kritického
množství vodní páry. Vodní pára je jedním z nejúčinnějších
"skleníkových" plynů, protože umožňuje průchod slunečního záření na
povrch, ale větší část infračerveného záření vyzařovaného povrchem
pohlcuje (dochází tak ke "skleníkovému jevu").
Pokud se dostatečné
množství vodní páry dostane do troposféry (vrstvy atmosféry, v níž
vznikají meteorologické jevy), tepelné infračervené záření z povrchu
Země je v ní zachyceno a tím dále vzrůstá povrchová teplota oceánů.
Tento
jev může vést k uzavřenému cyklu, kdy teplota povrchu oceánů vzrůstá,
dochází ke zvyšování koncentrace vodní páry v atmosféře, v jejím
důsledku dochází k zachycení tepelné energie z povrchu a tím k dalšímu
zvyšování teploty povrchu oceánů. K tomuto závěru výzkumníci Amesova
výzkumného střediska dospěli na základě počítačových matematických
modelů tohoto cyklu.
V případě planety Venuše vypařování oceánů
zřejmě vedlo k mohutnému zesílení skleníkového jevu a tím k dalšímu
zvyšování teploty povrchu oceánů. K urychlení celého procesu vypařování
oceánů přispívala menší vzdálenost planety od Slunce a tím vyšší
intenzita slunečního záření dopadající na její povrch.
Vypaření
oceánů na planetě Venuši vedlo také k úplnému vymizení jakékoliv
deskové tektoniky, která se na Zemi projevuje postupným pohybem
pevninských desek kontinentů po podloží, kdy voda slouží jako mazadlo.
Pevninské desky vytvářejí zlomy, jejichž důsledkem je vrásnění pohoří,
tektonické seismické otřesy a vulkanická činnost.
Dalším
skleníkovým plynem je oxid uhličitý. Ke snížení obsahu tohoto plynu v
atmosféře Země zásadním způsobem přispívá život v oceánech a na
pevnině. Oxid uhličitý je fotosyntézou zelených rostlin přeměňován na
kyslík a uhlík je vázán ve tkáni, v oceánech je oxid uhličitý vázán
zejména v anorganických schránkách (ulitách) živočichů. Podsouváním
mořského dna pod pevninské desky dochází k roztavení těchto schránek a
k uvolnění oxidu uhličitého vulkanickou činností zpět do atmosféry.
Na
planetě Zemi nikdy teplota povrchu oceánů nedosáhla vyšší teploty, než
30,5 stupně Celsia a proto nedošlo k podobnému jevu jako na planetě
Venuši. Výzkumníci dosud nemají jasné zdůvodnění, proč tomu tak v
geologické minulosti Země bylo.
Jednou z možných příčin může být
poměrně stabilní směr osy rotace Země vzhledem k ekliptice. Precese
zemské osy se pohybuje v omezeném intervalu (zemská osa vytváří plášť
kužele). V celé geologické minulosti Země nedošlo k velkému vychýlení
zemské osy natolik, aby například byla Sluncem ozařována jen určitá
část povrchu. Ke stabilitě směru osy rotace Země zásadním způsobem
přispívá Měsíc. Bez jeho existence by vychýlení zemské osy mohlo být
mnohem větší, jak dokazuje případ planety Venuše, která rotuje opačným
směrem než Země.