8.2 – Udviklingen af sekundære atmosfærer

Indtil nu, har vi set på hvordan de terrestriske planeter opsamlede og mistede deres primære atmosfærer; hvordan deres sekundære atmosfærer dannedes; og hvordan kun Jorden, Venus og Mars bibeholdte deres sekundære atmosfærer. Vi vil nu sammenligne disse atmosfærer, der er helt forskellige fra hinanden.

En planets masse påvirker dens atmosfære

Jorden, Mars og Venus er vulkansk aktive i dag, eller har være vulkansk aktive i deres geologiske fortid, og alle har delt de intense kometbyger fra Solsystemets tidlige tid. Ligheden i de tre planeters geologiske historie tyder på, at deres tidlige sekundære atmosfærer måske også har været ens. Venus og Jorden, er ens både i masse og sammensætning. Mars har også en lignende sammensætning, men dens masse er kun omkring en tiendedel af Jordens og Venus’. Venus er 0,3 astronomiske enheder (AU) tættere på Solen end Jorden er, og Mars er 0,5 AU længere væk fra Solen end Jorden. Tabel 8.1 viser, at atmosfærerne for Venus og Mars i dag næsten er ens i sammensætning. De består begge for det meste af kuldioxid, men meget mindre mængder af nitrogen. Jordens atmosfære består derimod mest af nitrogen og oxygen, med kun et spor af kuldioxid.

Bemærk også fra tabel 8.1, at på trods af lighederne i atmosfæriske sammensætninger, er overfladetrykket på Venus og Mars meget forskellige. Årsagen er, at de har meget forskellige mængder atmosfære. Det atmosfæriske tryk ved overfladen på Venus er næsten 100 gange større end Jordens. Til sammenligning hertil, er Mars overfladetryk mindre end en hundrededel af det der er på Jorden. Jorden adskiller sig i en anden vigtig henseende; Jorden er den eneste blandt planeterne, hvis atmosfære for den største del, består af nitrogen og oxygen, med kun et spor af kuldioxid. Selv om alle disse planeter sandsynligvis har startet med atmosfærer med tilsvarende sammensætninger og sammenlignelig mængde, endte de op med at være meget forskellige fra hinanden. Hvorfor udviklede de sig forskelligt?

Venus og Mars har lignende atmosfæriske sammensætninger – med undtagelse af vandmængden, som vi ser på senere. Begge planeter oplevede udbredt vulkanisme på et eller andet tidspunkt af deres udviklingshistorie. Beviser tyder på, at Venus stadig kan være vulkansk aktiv, og at Mars har været vulkansk aktiv i den nærmeste fortid. Kuldioxid og vanddamp er strømmet ud i de fremvoksende sekundære atmosfærer for både Venus og Mars, i form af vulkanske gasser. Nedbrudt ammoniak fra kometer, er den sandsynlige kilde til nitrogenet i begge planeters atmosfærer.

Den store forskel mellem Venus og Mars, kan ikke forklares med hensyn til planeternes masse alene. Da Venus’ masse er næsten 8 gange Mars’, havde Venus sandsynligvis 8 gange så meget kulstof i sit indre til at danne kuldioxid, der er den sekundære atmosfæres primære komponent for begge planeter. Selv med hensyn til forskellen i masse, har Venus i dag over 2.500 gange mere atmosfærisk masse ned Mars har. Hvorfor sådan en stor forskel? Svaret kommer på baggrund af overvejelser af de relevante styrker af hver planets overfladetyngdekraft, der involverer både masse og radius af en planet. Venus har det tyngdemæssigt træk, der er nødvendigt for at holde fast på en atmosfære; Mars har en mindre tyngdemæssig tiltrækning (se Matematiske værktøjer 8.1). Desuden, da Mars begyndte at miste sin atmosfære til rummet, begyndte processen at løbe løbsk. Med en mindre atmosfære, er der færre molekyler at interagere og kollidere med, og hastigheden for molekylernes flugt øges. Denne proces fører igen til endnu mindre atmosfære og stadig større flugtrater.

Ud over tabet fra højenergikollisioner, er der en købende debat mellem planetforskere om, hvor meget atmosfærisk tab der opstår som følge af solvindens påvirkning af en planetarisk atmosfære, især i mangel af et planetarisk magnetfelt. Alle tre planeter mister atmosfære til rummet, selvom Jorden har et magnetfelt, og Venus og Mars ikke har. I hvilken udstrækning Mars’ manglende magnetfelt spillede en rolle i tabet af atmosfære, undersøges af NASAs MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN) mission, der blev opsendt i 2013.

Den atmosfæriske drivhuseffekt

Forskellene i nutidens masser af atmosfærerne for Venus, Jorden og Mars, har stor effekt på deres overfladetemperaturer og dermed deres atmosfærers udvikling. I kapitel 4, har vi beregnet de forventede temperaturer, afbalanceret absorberet solstråling mod udsendt termisk stråling og fundet, at Jorden er noget varmere end forventet, mens Venus er meget varmere end denne simple model forudsagde. Når forudsigelserne fra en model fejler, er implikationen i modellen, at noget er blevet udeladt fra modellen. I dette tilfælde var det ”noget” den atmosfæriske drivhuseffekt, der indespærrer solstråling.

Den atmosfæriske drivhuseffekt for planetariske atmosfærer og den konventionelle drivhuseffekt virker på lidt forskellige måder, selvom slutresultatet er meget det samme. Planetariske atmosfærer og det indvendige af drivhuse, opvarmes begge af indespærret energi fra Solen, men her slutter lighederne. Et godt eksempel på den konventionelle drivhuseffekt er, hvad der sker i en bil på en solskinsdag, hvis du forlader den med vinduerne lukket. Sollys går igennem bilens ruder, opvarmer det indvendige og øger den indre lufttemperatur. Når vinduerne er lukkede, er konvektionen ikke i stand til at transportere den varme luft væk, og temperaturen kan komme så højt op som 65 ºC. Opvarmning med solstråling, er mest effektivt hvis indelukket er gennemsigtigt, hvorfor væggene og tagene på rigtige drivhuse hovedsageligt er bygget af glas, som det der er vist i figur 8.5a.

I tilfældet med planetariske atmosfærer, fungerer konvektionen frit, og det er ikke varm luft der indespærres, men snarere den elektromagnetiske energi, der modtages fra Solen. Når atmosfæriske drivhuseffekt opstår (se figur 8.5b), overfører atmosfæriske gasse som for eksempel nitrogen, oxygen, kuldioxid og vanddamp frit den synlige solenergi, så Solen kan opvarme planetens overflade. Den varme overflade forsøger at stråle den overskydende energi tilbage til rummet i form af infrarød (IR) stråling. Men kuldioxid og vanddamp absorberer næsten al IR-stålingen, der herved omdannes til termisk energi. Disse samme molekyler i gassen genudstråler denne termiske energi i alle retninger; en del af den termiske energi fortsætter ud i rummet, men meget af den vender tilbage til overfladen. Planetoverfladen modtager altså termisk energi, både fra Solen og atmosfæren, og som følge heraf opvarmes den.

Molekyler som for eksempel vanddamp og kuldioxid, der transmitterer synlig stråling, men absorberer IR-stråling, kaldes drivhusmolekyler (metan, nitrogenoxid og industrielle kemikalier som chlorfluorcarboner [CFC gasser], er andre drivhusmolekyler der findes i Jordens atmosfære). Tilstedeværelsen af drivhusmolekyler i en planets atmosfære, vil således medføre at overfladetemperaturen stiger. Denne temperaturstigning fortsætter, indtil overfladen bliver tilstrækkelig varm – og derfor udstråler tilstrækkelig energi – at den brøkdel af infrarød stråling, der lækkes ud gennem atmosfæren, afbalancerer det absorberede sollys, og der opnås en ligevægt (se kapitel 4 for at læse om ligevægt). Konvektion hjælper også med at transportere termisk energi til toppen af atmosfæren, hvor den lettere kan udstråles til rummet. Kort sagt, stiger temperaturen indtil en ligevægt mellem absorberet sollys og termisk energi der udstråles væk fra planeten er nået. Selvom mekanismerne er noget forskellige, producerer den konventionelle drivhuseffekt og den atmosfæriske drivhuseffekt det samme nettoresultat: den lokale miljø opvarmes af indfanget solstråling.

Lad os se lidt nærmere på, hvordan den atmosfæriske drivhuseffekt virker på Mars, Jorden og Venus. Drivhusmolekylerne indespærrer solstråling, men hvad der virkelig betyder noget, er det faktiske antal drivhusmolekyler i et rumfang af en planets atmosfære, ikke den brøkdel, der repræsenterer. For eksempel, selv om Mars’ atmosfære næsten udelukkende består af kuldioxid (se tabel 8.1) – et effektivt drivhusmolekyle – indeholder dens meget tynde atmosfære relativt få drivhusmolekyler, sammenlignet med Venus’ og Jordens atmosfærer. Som følge heraf, øger den atmosfæriske drivhuseffekt på Mars kun den gennemsnitlige overfladetemperatur med cirka 5 K. Jordens tykkere atmosfære er mere effektiv. Temperaturen på Jorden er omkring 35 K varmere end den ville være, i mangel af en atmosfærisk drivhuseffekt, der hovedsagelig produceres af vanddamp og kuldioxid. Uden denne opvarmning fra drivhusgasser, ville Jordens gennemsnitlige globale temperatur, være langt under frysepunktet for vand, hvilket ville efterlade en verden med tilfrosne oceaner og isdækkede kontinenter (det er blevet antaget, at der har været perioder med lavere gennemsnitlig global temperatur i fortiden).

Intet sted i Solsystemet er den atmosfæriske drivhuseffekt, mere dramatisk end på Venus. Dens tykke atmosfære af kuldioxid og svovlforbindelser, øger Venus’ overfladetemperatur med mere end 400 K til cirka 740 K. Ved sådanne høje temperaturer, ville alt tilbageværende vand og det meste kuldioxid der var låst inde i overfladeklipper, for længe siden være drevet ud i atmosfæren, hvilket yderligere forstærker den atmosfæriske drivhuseffekt.

Hvorfor gør den atmosfæriske drivhuseffekt, sammensætningen af Jordens atmosfære så forskellig fra Venus’ og Mars’? Svaret ligger i Jordens beliggenhed i Solsystemet. Betragt den tidlige Jord og den tidlige Venus, der hver især har samme masse, men Venus kredser noget tættere på Solen end Jorden gør. Vulkanisme og kometnedslag og bidraget med store mængder kuldioxid og vanddamp, til de tidlige sekundære atmosfærer på begge planeter. Det meste af Jordens vand, regnede hurtigt ud af atmosfæren, for at fylde de store havområder. Men Venus var tættere på Solen, og dens overfladetemperatur var højere end Jordens. Som følge heraf, genfordampede det meste af vandet på Venus øjeblikkeligt, som det gør i dag i Jordens ørkenområder. Venus blev efterladt med en overflade der indeholdt meget lidt flydende vand, og en atmosfære fyldt med vanddamp. Den fortsatte opbygning af både vanddamp og kuldioxid i Venus’ atmosfære, førte derefter til en atmosfærisk drivhuseffekt der løb løbsk, og det drev overfladetemperaturen på planeten op. I sidste ende blev overfladen på Venus så varm, at intet flydende vand kunne eksistere der.

Denne tidlige forskel mellem en vandholdig Jord og en tør Venus, ændrede for evigt de måder, hvorpå de to planeters atmosfærer og overflader udviklede sig. På Jorden eksponerede vanderosion forårsaget af regn og floder løbende friske mineraler, der herefter reagerede kemisk med atmosfærisk kuldioxid til dannelsen af faste carbonater. Denne reaktion, fjernede noget af den atmosfæriske kuldioxid, og begravede den i jordskorpen, som en bestanddel af en carbonatholdig klippeart kaldet kalksten. Senere, fremskyndte udviklingen af livet i Jordens oceaner, fjernelsen af atmosfærisk kuldioxid. Små havdyr dannede deres beskyttende skaller af carbonater, og når de døde, dannede de gigantiske kalkstenssenge på havbunden. Så som et resultat af vanderosion og livets kemi, er alt af Jordens tidligere kuldioxid, med undtagelse af en meget lille del, bundet i denne kalkstensseng. Jordens særlige beliggenhed i Solsystemet, ser ud til at have skånet den for en atmosfærisk drivhuseffekt der løb løbsk. Men hvad nu hvis Jorden havde dannet sig lidt tættere på Solen? Som tabel 8.2 viser, at hvis alt kuldioxiden, der nu findes i kalksengen, ikke var blevet fikseret her, ville Jordens atmosfæriske sammensætning ligne Venus’ og Mars’.

Detaljerne i forskellene i mængderne af vand på Venus, Jorden og Mars, er ikke forstået særligt godt. Geologiske beviser tyder på, at der engang var ligeligt med flydende vand på Mars’ overflade, og flere af rumfartøjerne på Mars, har fundet beviser for, at der stadig befinder sig betydelige mængder vand i form af is i undergrunden – langt mere end den atmosfæriske overflod, der er angivet i tabel 8.1. Jordens flydende og faste vandforsyning, er cirka 0,02 procent af den samlede masse på Jorden; mere end 97 procent af Jordens vand, befinder sig i oceanerne, der har en gennemsnitlig dybde på cirka 4 km. Jorden har i dag 100.000 gange mere vand, end Venus.

Nogle forskere mener, at Venus engang havde lige så meget vand som Jorden – som flydende oceaner eller som mere vanddamp end der måles i dag. Hvis det er sandt, hvad skete der så med vandet? En mulighed er, at vandmolekyler højt oppe i Venus’ atmosfære, blev nedbrudt til hydrogen og oxygen på grund af Solens UV-stråling. Hydrogenatomer, der har meget lav masse, blev herefter hurtigt tabt til rummet. Oxygen blev tabt langsomt, så nogle af dem til sidst, migrerede nedad mod planetens overflade, hvor de kunne være blevet fjernet fra atmosfæren ved oxidation af mineraler. Venus Express fartøjet, har målt hydrogen, og noget oxygen, der undslipper fra de øvre niveauer af Venus’ atmosfære.

Næste afsnit →