Снимок Венеры, сделанный 7 февраля 1974 года космическим аппаратом NASA Mariner 10 (композитный снимок в ложных цветах, созданный путем объединения изображений, полученных с использованием оранжевых и ультрафиолетовых спектральных фильтров). Слева — первичный снимок, справа — тот же снимок, обработанный с помощью современного программного обеспечения НАСА
Используя имеющиеся данные о составе атмосферы Венеры, ученые из Кембриджского университета построили геохимическую модель недр этой планеты. Самым интересным из результатов моделирования стал вывод об отсутствии воды в породах мантии.
Исходя из этого, авторы предполагают, что, скорее всего, на поверхности Венеры никогда не было жидких океанов, а любая вода, которая существовала в атмосфере, оставалась в виде пара, не конденсируясь на поверхности, а значит и не возникало условий для зарождения жизни.
Сегодня Венера — абсолютно непригодная для жизни планета со средней температурой на поверхности около 465°C и атмосферным давлением в 90 раз больше, чем на Земле. Существование жидкой воды в таких условиях невозможно. Однако, вопрос о том, была ли вода на Венере в прошлом, остается открытым.
Геодинамическая и климатическая история Венеры плохо изучена. В отличие от Марса или Земли, где водная эрозия оставила свои характерные свидетельства в ландшафте, на Венере отсутствуют формы рельефа, указывающие на существование на планете в древности водных бассейнов. Большая часть ее поверхности покрыта относительно молодыми вулканическими породами, сформировавшимися 500–300 млн лет назад.
Лавовые покровы базальтов практически полностью перекрывают более древние слои, что не дает возможности судить о ранней геологической истории планеты. На то, что современная поверхность Венеры сформировалась относительно недавно указывает и крайне малое (по сравнению с Марсом или Луной) количество на ней ударных кратеров.
Существуют две основные гипотезы, описывающие возможные сценарии эволюции климата Венеры: «умеренная и влажная Венера» (temperate and wet Venus) и «сухая Венера» (dry Venus). В соответствии с первым сценарием, ранний этап развития Венеры был примерно таким же, как у Земли и Марса — вслед за формированием верхней твердой оболочки
(коры) последовал длительный период умеренного климата с жидкой водой на поверхности и водяными облаками в атмосфере (так называемый период потенциальной обитаемости),
а затем неконтролируемый парниковый эффект, вызванный вулканической активностью, заставил планету становиться все жарче и жарче.
Модели общей циркуляции показывают, что такой сценарий возможен, если Венера изначально была относительно холодной. Перегрева планета могла избегать за счет того, что на дневной ее стороне за счет испарения образовывались облака, а безоблачная
ночная сторона обеспечивала повышенную отдачу тепла в космос.
Косвенным подтверждением «умеренно-влажной» гипотезы является исключительно высокое значение в атмосфере Венеры изотопного коэффициента водорода ẟD, равного отношению содержания дейтерия (D) к протию (1H) по сравнению со стандартным
VSMOW (см. Vienna Standard Mean Ocean Water). На Земле значения ẟD в гидросфере значительно выше, чем в геосфере за счет испарения и конденсации поверхностной
— процессов, при которых происходит изотопное фракционирование с удалением более легкого изотопа 1Н. В атмосфере Венеры значение ẟD примерно в 150 раз выше, чем на Земле. По мнению сторонников «умеренно-влажной» гипотезы, это может указывать на то, что в прошлом на планете были большие количества жидкой воды (T. Donahue et al., 1982. Venus was wet: A measurement of the ratio of deuterium to hydrogen).
Сторонники «умеренно-влажной» гипотезы на основе этих данных cделали расчеты, согласно которым всю поверхность Венеры когда-то мог покрывать океан глубиной около 500 м (A. Warren, E. Kite, 2023. Narrow range of early habitable Venus scenarios permitted by modeling of oxygen loss and radiogenic argon degassing). Как альтернативный вариант, вода непрерывно поступала в атмосферу с кометным материалом или в результате
вулканической дегазации (D. Grinspoon, J. Lewis, 1988. Cometary water on Venus:
Implications of stochastic impacts). В последнем случае недра Венеры должны быть насыщены водой.
Сторонники «сухого» сценария считают, что Венера лишилась воды еще на ранних этапах своей эволюции из-за медленного остывания первичного магматического океана, и
жидкая вода никогда не конденсировалась на ее поверхности. По их расчетам (K. Hamano
et al., 2013. Emergence of two types of terrestrial planet on solidification of magma ocean), процесс остывания мог занять около 100 млн лет. За это время вся вода на поверхности подверглась термической диссоциации, водород улетучился, а атмосфера планеты, благодаря активным выделениям вулканических газов, приобрела нынешний состав с преобладанием углекислоты (CO2) и двуокиси серы (SO2).
Группа ученых из Кембриджского университета (Великобритания) предположила, что «умеренно-влажный» и «сухой» сценарий должны были по-разному отразиться на мантии Венеры, и построили геохимическую модель, которая на основе нынешнего состава атмосферы, образовавшейся в основном за счет выделения вулканических газов, предсказывает состав глубинных оболочек планеты. Результаты исследования
опубликованы в журнале Nature Astronomy.
Авторы считают, что критически важными условиями, определившими, по какому из двух путей пойдет планета, были начальная температура ее поверхности и скорость остывания магматического океана (рис. 2). При быстром остывании (около 4 млн лет) вода в жидком виде должна была некоторое время оставаться на поверхности, а затем, медленно испаряясь, сохранилась только в мантии. После этого единственным источником поступления воды на поверхность был вулканизм. Если же поверхность планеты долго (до 100 млн лет) оставалась разогретой, вода испарилась, не успев насытить глубинные слои.
В этом случае вулканические газы будут обезвоженными.
Используя химико-кинетическую модель, основанную на данных о современной атмосфере Венеры, исследователи рассчитали скорость образования и разрушения основных газов в различных слоях атмосферы.
Результаты показали, что самые высокие темпы разрушения характерны для карбонилсульфида (OCS), углекислого газа (CO2), воды (Н2O) и оксида серы (S2O). Диссоциация первых двух соединений происходит в верхней части атмосферы (более 90 км от поверхности), прежде всего за счет фотохимических реакций: OCS + hυ → CO + S и CO2 + hυ → CO + O (где hυ — квант электромагнитной энергии).
Ближе к поверхности (менее 45 км) преобладают реакции: CO2 + HN → CO + HNO, CO + HNO → CO2 + HN, OCS + S → CO + S2, CO + S → OCS. Вода, по мнению авторов, может
участвовать в следующих реакциях: H2O + S2O → H2S + SO2, H2SO3 + H2O → 2H2O + SO2.
По итогам моделирования исследователи разделили соединения, присутствующие в атмосфере Венеры, на две группы: те, которые в атмосфере разрушаются (а значит, для поддержания определенных концентраций нужен постоянный их приток из недр планеты),
и те, которые в атмосфере накапливаются (рис. 3).
Учитывая то, что OCS, СО2 и H2О в атмосфере должны, по всей видимости, иметь
глубинный источник, авторы взяли в качестве основных показателей обводненности глубинных слоев Венеры геохимические отношения OCS/H2О и СО2/H2О. Результаты моделирования показали, что оба эти отношения больше единицы, а значит магма на
Венере очень сухая. Для земных магм эти отношения составляют 10−5–10−3 и 10−1–100 соответственно. Такое низкое значение для OCS/H2О в земных магмах связано прежде
всего с тем, что карбонилсульфид в присутствии воды легко гидролизуется с образованием углекислого газа и серной кислоты.
Авторы отмечают, что делать выводы о геохимическом цикле того или иного соединения можно только имея представление о путях его накопления во всех оболочках планеты, а
не только в атмосфере. Важное значение при этом играют процессы химического выветривания на поверхности планеты, о которых в случае Венеры известно очень мало. Тем не менее, ученые постарались учесть в своей модели основные реакции с участием OCS, СО2 и H2О, которые могут быть связаны с выветриванием, и показали, что вряд ли
эти соединения будут накапливаться в поверхностных минеральных резервуарах.
даление из атмосферы возможно только для СО2 — в результате цепочки окисления пироксен ((Ca,Mg,Fe)SiO3) → магнетит (Fe3О4) → гематит (Fe2О3), а также в процессе карбонатизации силикатных минералов.
Вода точно не могла накапливаться в поверхностных системах, так как существование каких-либо водных, гидроксильных или Н-содержащих минералов в условиях поверхности Венеры невозможно.
Последовательное рассмотрение в модели двух других возможных источников водорода — поступления экзогенного вещества из космоса и метаморфической дегазации — также не дали заметного притока H2О. Обычно при метаморфизме высвобождаются те компоненты, которые были стабильными в составе поверхностных минералов, а после захоронения в условиях высоких давлений и температур стали нестабильными. На Венере же H2О и ОН нестабильны в минералах осадочных пород изначально.
Есть множество свидетельств того, что Венера продолжает быть вулканически активной. Сравнение снимков поверхности, сделанных в разное время, подтверждает образование новых лавовых потоков, распространяющихся в стороны от жерл вулканов. Молодой
возраст этих потоков подтверждают и методы относительной оценки возраста по излучательной способности потоков.
То есть, вулканические газы и сейчас продолжают активно участвовать в формировании атмосферы. То, что в их составе практически отсутствует вода, по мнению авторов,
говорит о том, что недра Венеры абсолютно «сухие». Высокие значения отношения D/H,
на которые обычно ссылаются сторонники «умеренно-влажный» гипотезы, исследователи связывают с тем, что фракционирование водорода произошло еще в раннюю эпоху геологической истории Венеры, когда на этапе магматического океана атмосфера полностью лишилась воды. В дальнейшем водород, поступавший на поверхность в результате дегазации мантийных источников, уже был обогащен дейтерием.
Авторы считают, что Венера, вряд ли когда-то обладала жидкой водой и пригодными для возникновения жизни условиями. Следовательно, нет смысла искать признаки жизни и на подобных ей недостаточно холодных экзопланетах, расположенных слишком близко к материнской звезде.
Источник: Атомная энергия 2.0
