Venuše se často uvádí jako učebnicový příklad planety, kde žádný život není a nikdy nebyl, ba dokonce je dokonale vyloučen pekelnými fyzikálními podmínkami. Je pravda, že teplota na povrchu této planety je absolutně mimo rozumné hranice pro existenci organických látek nebo kapalné vody. Život je tam proto skutečně vyloučen, pokud neuvažujeme skutečně exotické „organismy“ na bázi lávy, které prozatím patří spíše do špatné sci-fi a nikoli mezi vědecky podložené možnosti. Současný povrch Venuše však není tím, co nás zajímá. Podíváme-li se totiž do oblastí vysoko nad ním, do nebe nad peklem, nalezneme tam podmínky nesrovnatelně příznivější. A totéž možná platí, pokud se zahledíme do vzdálené minulosti naší sesterské planety. Nevíme, jak Venuše vypadala před miliardami let, není ale vůbec vyloučeno, že se v mnohém blížila spíše dnešní Zemi než své současné podobě. Mohla mít dokonce oceány...

Venuše se svojí stavbou nápadně podobá Zemi, takže na počátku svojí existence patrně měla i podobné zásoby vody. Otázkou je, v jaké podobě se tato voda nacházela. Pokud se Venuše zformovala s hustou atmosférou CO₂ a vodní páry, mohla být od samého počátku povrchová teplota vysoko nad bodem varu, protože taková masivní atmosféra by působila pádivý skleníkový efekt ještě silnější než ta dnešní (dokázala by dokonce roztavit i silikáty...). Ostatně taková atmosféra by změnila v peklo jakoukoli planetu, třeba i Zemi...

Vlhký skleník

Je tu ale i druhá možnost - podle ní Venuše, podobně jako Země, po svém žhavém zrodu vychladla a voda alespoň dočasně zkondenzovala do kapalné podoby. Není to nijak fantastické - Slunce tehdy zářilo až o 1/3 méně než dnes a dnes pekelná planeta ležela na okraji obyvatelné zóny (Kasting, 1987). Pravděpodobnou podobou rané Venuše je jakési přechodný stav mezi klasickou obyvatelnou planetou a současným peklem, životu nikoli vysloveně nepřátelský stav, nazývaný „vlhký skleník“ (moist greenhouse), který může existovat na planetě dostávající o 10 - 40% více slunečního záření než Země, což tehdy Venuše splňovala. V tomto období se oceány zvolna odpařovaly, atmosféru zaplnila vodní pára, která byla postupně UV zářením rozkládána na vodík a kyslík, přičemž vodík planetu opouštěl. Dokud na povrchu zbývalo dost vody, byla situace ještě poměrně příznivá - oceány vychytávaly skleníkový CO₂ z atmosféry a ukládaly jej do hornin, takže se tento plyn nemohl akumulovat a planetu nadměrně ohřát. Jakmile však vyschly, CO₂ uvolňovaný vulkány se začal hromadit a vyvolal pádivý skleníkový efekt, takže teplota skokem vzrostla. Atmosféra se dále vysušovala a zbavovala vodních par – až do dnešního, zcela suchého stavu.

J. Kasting, který s touto myšlenkou v roce 1984 poprvé přišel, předpokládal, že obyvatelné prostředí by vydrželo jen několik set miliónů let nebo i méně. Únik vodíku mohl být tak rychlý, že by zničil oceán během 30 miliónů let (Kasting a kol., 1988)! To nezní zrovna přívětivě. Je nutné si však uvědomit, že Kasting záměrně pracoval s co nejpesimističtějšími předpoklady, aby získal "dolní limit" doby obyvatelnosti Venuše. Přechod od "prádelny" k "peklu" ale mohl v praxi trvat nesmírně dlouho (0,5 - 2 miliardy let (Grinspoon, 2006)). Zejména pokud celou planetu zahalily mraky, které mohly proces zpomalit tím, že odrážely více slunečního záření. Únik vodíku z atmosféry zpomaluje i přítomnost molekulového dusíku (viz článek o obyvatelných zónách).

Teploty v období vlhkého skleníku mohly být relativně nízké, třeba jen 40 – 70ºC (Ward a Brownlee, 2004), což by dovolovalo existenci mikrobů a dokonce i složitějších organismů (červi rodu Alvinella žijí při 68°C, při teplotách o málo nižších už rostou i některé řasy a sinice). Díky fotolýze vody mohl být v atmosféře přítomen i molekulový kyslík, který se na Zemi objevil až mnohem později. Nikdo neví, jak dlouho jednotlivé fáze procesu trvaly a odkdy se povrch planety stal neobyvatelným. Pole pro spekulace je tedy volné. Viz také článek o planetě Venuši.

Je ale nutná určitá opatrnost: Pod vysokotlakou atmosférou mohla kapalná voda vytrvat i při teplotách výrazně vyšších, než je limit pro existenci života (120 - 130°C), zejména pokud byla kyselá či slaná. Přítomnost oceánů nebo vlhkého skleníkového klimatu se tudíž automaticky nerovná obyvatelnosti!

Když ale zůstaneme optimisty, můžeme věřit, že Venuše v minulosti mohla zažít kratší (desítky miliónů let) nebo delší (až miliardy let) období obyvatelnosti. Je dokonce možné, že byla v některých směrech pohostinnější než tehdejší Země nebo Mars! Mnozí vědci například soudí, že nejstarší organismy (bakterie a archea) patřily mezi termofily (libující si v teplotách nad 50°C). Pokud mají pravdu, tak by se bakteriálním prapředkům naší biosféry mohlo na mladé Venuši líbit snad ještě více, než na Zemi stejného období! Jednou z příčin, proč vývoj života směrem k eukaryotům a posléze mnohobuněčným probíhal nesmírně pomalu, byl na Zemi nedostatek kyslíku. Jeho hladina se výrazně a trvale zvýšila až před počátkem prvohor. Na Venuši ale mohl vzniknout mnohem dříve, fotochemickou cestou, a evoluce díky tomu mohla být rychlejší. A konečně, vzhledem k tomu, že o pravěku Venuše nevíme nic určitého, je možné, že její obyvatelné období bylo časově delší než to na Marsu!

Bohužel, vzhledem k tomu, že povrch Venuše byl totálně geologicky přetvořen, je naše šance na nalezení známek dávných oceánů, nebo dokonce zkamenělin, extrémně nízká. Jednou možností by byl objev zachovaných starých hornin na Venuši, které by nesly mineralogické stopy po kapalné vodě. Pokud ale takové horniny vůbec existují, nejspíš se jich nezachovalo mnoho, anebo je mohl znehodnotit žár atmosféry, který je dost intenzivní k tomu, aby chemicky modifikoval řadu minerálů (a Venuše zažila i teplejší období než dnes...).Jako potenciální indikátor se nabízí termostabilní hydratovaný minerál tremolit. Ovšem hledat a zkoumat cokoli v podmínkách povrchu Venuše prozatím hraničí téměř s nemožností. Další šancí by byl objev venušanských meteoritů, které byly z planety vyvrženy v období velkého bombardování.

Renesance Venušanů

Prozatím jsme předpokládali, že život na Venuši byl záležitostí jejího povrchu, a jakmile se teplota i těch nejchladnějších partií vyšplhala nad "snesitelných" cca 120°C, veškeré organismy vyhynuly a planeta se stala dokonale sterilní. Je to ale celá pravda?

Dnešní Venuše se od první návštěvy sond považuje za neobyvatelnou a celkem nezajímavou planetu, která si alespoň v současném stavu nezasluhuje větší pozornost astrobiologů. V nedávné době se však začaly ozývat hlasy, že tomu tak nemusí být zcela.

Život by na Venuši přeci jen mohl najít příznivé podmínky, ovšem na velmi netypickém místě: vysoko v atmosféře.

Už Carl Sagan, jeden z vědců, kteří pomohli rozbořit mýtus Venuše jako "rajské" planety, v roce 1967 poukázal na to, že v její atmosféře by mohly žít organismy na principu vodíkových balonů, držící se ve vrstvách s příhodnou teplotou. Jejich velikost odhadl na Saganovy organismy 75 um - 4 cm (podle Cockell, 1999). Sagan měl pro balony ostatně slabost - hovořil o nich i ve spojitosti se životem na Jupiteru. Navzdory jeho reputaci však prakticky nikdo nebral jeho úvahy vážně.

Přesto se v posledních letech začaly objevovat názory, že atmosférický život na Venuši by nemusel být tak absurdní, jak bychom si mohli myslet. Saganovu ideu dále rozvinul americký astrobiolog David Grinspoon koncem 90. let. Poukázal na známky chemické nerovnováhy v atmosféře Venuše. Chemická nerovnováha (kterou vidíme i v atmosféře Země v podobě "nepřirozeného" výskytu molekulového kyslíku) může, i když samozřejmě nemusí, být projevem živých bytostí (v případě Země jsou jimi rostliny). Jeho idea však nevyvolala mezi odbornou veřejností žádný ohlas.

O několik let později se však myšlenka dočkala nové podpory: americký astrobiolog Dirk Schulze-Makuch publikoval hned několik prací, kde se zabýval podmínkami pro život na Venuši a možnými detaily jeho fungování. Jeho první publikace na toto téma, uveřejněná v roce 2002 vyvolala velký ohlas, dá se říci přímo mediální senzaci, a byla jedním z podnetů, které autora těchto řádků přivedl k serióznímu zájmu o astrobiologii.

Praktické důsledky snažení těchto pro-venušanských astrobiologů byly prozatím zanedbatelné - žádná biologicky zaměřená sonda se k Venuši nechystá, ale vzhledem k tomu, že to samé se dá říct i o Marsu, nemusí se "pekelná bohyně krásy" cítit nijak zvlášť ukřivděná. Dočkala se satisfakce přinejmenším v tom, že v encyklopedických heslech a naučných článcích o Venuši se znovu začaly objevovat pasáže nadepsané "život na Venuši", což je rozhodně první krok k rozdmýchání nového zájmu o tuto zvláštní planetu.

Grinspoonovy a Schulze-Makuchovy organismy

Průlom ve smýšlení o planetě Venuši přinesla publikace otištěná v roce 2002. Američtí vědci Dirk Schulze-Makuch a Louis Irwinse v ní vrátili k úvahám o obyvatelosti její atmosféry, obzváště je zaujala vrstva mezi 50 - 55 km, kde panují podmínky dosti podobné pozemským co do tlaku (0,5 - 1 atmosféra) a teploty (0 - 70 °C). Leží zde husté mraky, které by mohly dovolovat výskyt života, snad podobného pozemským bakteriím či sinicím (Schulze-Makuch a Irwin, 2002).

Z čeho se dá usuzovat na přítomnost života? V atmosféře se totiž objevuje několik chemických podivností. Zaprvé, chybí tam oxid uhelnatý (CO), který by měl hromadně vznikat štěpením oxidu uhličitého prostřednictvím UV záření a blesků. Zadruhé se tam vyskytuje sirovodík (H₂S), který by měl reagovat s oxidem siřičitým (SO₂) a s kyselinou sírovou, a tudíž by na Venuši vůbec existovat neměl. Dále zde byl nalezen karbonylsulfid (jinak také sulfid karbonylu nebo uhlíkosulfát, vzorec COS či OCS, struktura O=C=S).

Vznikla tedy teorie, že v ovzduší Venuše se vznáší celá „hejna“ bakterií (dále Schulze-Makuchovy organismy), které využívají oxid uhelnatý a siřičitý, a možná také vodík vzniklý rozkladem (fotolýzou) vody. Do ovzduší naopak vypouštějí sirovodík, a dalším vedlejším produktem metabolismu nebo rozkladu biologické hmoty je potom zmíněný karbonylsulfid.

Samozřejmě, existují i jiná než biologická vysvětlení. Sirovodík by například mohl být produkován sopkami na povrchu planety, bez přispění organismů - pak bychom jej ovšem měli pozorovat hlavně v blízkosti povrchu, a nikoli v podezřelé oblasti ve výšce 50 km! Karbonylsulfid sice na Zemi vzniká hlavně jako produkt činnosti organismů, ale také může být tvořen sopkami. K vysvětlení množství nacházenécho na Venuši bychom ale potřebovali velmi silnou aktivitu, ovšem předpokládáme spíše, že místní vulkanismus je v současné době slabší nebo přinejlepším srovnatelný jako na Zemi! Musíme také počítat s tím, že v exotickém prostředí Venuše mohou i bez živých organismů probíhat netušené chemické reakce, na což poukazuje i sám Grinspoon.

Nebezpečné záření

Jednou z hrozeb pro obyvatele atmosféry Venuše je silné slunenčí záření, obsahující velký podíl UV-paprsků, které jsou pro pozemský život smrtelné a mutagenní (Venuše nemá ozonovou vrstvu). Řešením jsou ochranné pigmenty (organické, např. karoteny, i anorganické, o nichž ještě bude řeč), a také přesunutí citlivých fází životního cyklu, jako je buněčné dělení, na noc, kdy je slunce pod obzorem. Nedělící se buňky jsou odolnější.

Schulze-Makuch se ovšem tento problém uchopil za zcela opačný konec - jeho organismy se škodlivému záření nebrání, ony je využívají pro fotosyntézu! Je možné, že UV paprsky jsou využívány přímo nějakým nám neznámým procesem, ale za pravděpodobnější se považuje možnost, že jsou pohlcovány nějakým speciálním pigmentem, který je přeměňuje na viditelné světlo. Tento princip je podobný tomu, který využívají některé zářivky (např. rtuťová výbojka) - produkují UV-fotony, které jsou teprve posléze přeměňovány na viditelné a neškodné světlo.

To se může zdát za vlasy přitažené, Schulze-Makuchovy organismy by se však obešly bez jakéhokoli "hi-tech" řešení - jako UV filtr by jim stačila obyčejná elementární síra (v podobě osmiatomových cyklických molekul), která má žádnoucí vlastnosti (absorbuje UV a emituje světlo), na Venuši je hojná a mnoho mikrobů ji umí vytvářet (Viz Schulze-Makuch a kol., 2004).

Mračna plná mikrobů se silným UV-filtrem by mohla vysvětlit existenci tmavých skvrn na ultrafialových snímcích Venuše. O jejich původu totiž mnoho nevíme, třebaže převažují vysvětlení nebiologická (zvýšená koncentrace SO₂ či krystalů síry).

Metabolismus - pravzory ze Země

Pokud na Venuši něco žije, nebude to jen jeden druh organismů, ale spíše více. Na Zemi najdeme celou řadu mikrobů, kterým by chemické látky v oblacích Venuše docela vyhovovaly.

Známe například mnoho typů anoxygenní fotosyntézy. Purpurové a zelené sirné bakterie například syntetizují organickou hmotu z oxidu uhličitého, podobně jako rostliny. Zatímco rostliny štěpí vodu a uvolňují do okolí kyslík, tyto bakterie namísto toho vstřebávají sirovodík a uvolňují molekulární síru. To by byla na Venuši zjevná výhoda: vody je tam málo, a síra by navíc mohla být využita k ochraně proti nebezpečným UV paprskům. Jiné druhy fotosyntetických bakterií místo síry vypouštějí rovnou sírany. Zelené bezsirné bakterie mohou provádět totéž, jen na místo sirovodíku používají vodík, a jak už napovídá jejich název, neprodukují ani odpadní síru. Známe i fotosyntetické bakterie využívající oxid uhelnatý místo uhličitého, což by lépe odpovídalo pozorovaným projevům v atmosféře.

Světla pro fotosyntézu by na Venuši bylo dost, i pod vrstvu oblaků pronikne asi poloviční intenzita slunečního záření, než na povrch Země v pravé poledne, a organismy nejspíše nežijí až pod oblaky, ale spíše v prostřední oblačné vrstvě, kde musí být světla doslova nadbytek.

Další možností jsou baterie chemotrofní, které získávají energii z chemických reakcí. Karboxydotrofové, např. Pseudomonas carboxydovorans, konzumují oxid uhelnatý a "dýchají" kyslík (oby plyny mohou na Venuši vznikat fotolýzou CO₂) a vydechují oxid uhličitý.

Na Zemi však naznáme žádné organismy využívající SO₂, i když Venušané mohou používat metabolické dráhy na Zemi neznámé. Daleko logičtější by však byla možnost, že bakterie oxid siřičitý nepoužívají, ale místo něj sahají po síranech, respektive kyselině sírové. Například takto:

5 CO + H₂SO₄ (+ energie fotonů) → CH₂O* + 4 CO₂ + S

*CH₂O zde nereprezentuje formaldehyd, ale obecnou organickou molekulu, kterou by v reálu mohla být třeba glukóza, C₆H₁₂O₆.

Tato rovnice má z hlediska venušana několik výhod: zaprvé produkuje síru, které se dá použít jako UV-filtr, zadruhé vychází z poměrně dostupných surovin, zatřetí vysvětluje chybějící CO.

V noci by si organismy opatřovaly energii rozkladem zásobní organické hmoty anaerobní respirací, tj. redukcí síry nebo sulfátu. Dvě možnosti redukce sulfátu viz níže:

CH₂O + H₂SO₄ → 2 CO₂ + 2 H₂O + H₂S (+ metabolická energie)

popř.

3 CH₂O + 2 H₂SO₄ → 2 CO₂ + 5 H₂O + 2 S (+ metabolická energie)

První reakce by vysvětlovala přítomnost sirovodíku. Uvolňovat sirovodík je ale poněkud nevýhodné, protože tím buňka ztrácí cenný vodík, jehož je na Venuši málo. Druhá reakce generující jen elementární síru, oxid uhličitý a vodu je na pohled výhodnější: síra se hodí jako ochranný štít, a vodu je možné šetřit v buňce.

Život v mracích

Hlavní překážkou pro všeobecné přijetí myšlenky života na Venuši je fakt, že případné bakterie by neměly k dispozici pevný povrch, ale musely by celý život trávit volně v atmosféře, popř. v nitru oblačných kapének.

Mohou bakterie a sinice žít v oblacích? Na Zemi tak skutečně činí a reprodukují se tam, není to však pro ně žádný ráj, což je jasné už při prvním pohledu na nebe, kde vidíme bílá, nikoli zelená oblaka. Je to ale hlavně proto, že oblačné kapénky na Zemi jsou velmi krátkodobé a život v nich nemá dostatek času se řádně uchytit (Sattler a kol., 2001, Grinspoon, 2006). Na Venuši je tomu však jinak - tamní mraky jsou trvalé a stabilní, jednotlivé částečky mohou existovat po řadu měsíců, což je pro bakterie ekvivalent věčnosti. Samozřejmě, bakterie by si musely vyvinout způsoby pohybu a migrace (např. pro osidlování nově vzniklých kapének). Tím by si zajistily přežití v řádu let a tisíciletí.

Přesto je diskutabilní, zda by se stabilní oblačná biosféra mohla udržet po celé miliardy let. Venuše totiž může zažívat velké výkyvy klimatu v důsledku gigantických sopečných erupcí, které uvolňují do atmosféry vodní páru a oxid siřičitý, takže způsobí nejprve celkové ochlazení a pak naopak oteplení, než se podmínky vrátí "k normálu". Bullock a Grinspoon (1999) demonstrují jasná svědectví o velkých teplotních změnách na povrchu Venuše. Tzv. vráskové hřbety (wrinkle ridges) na povrchu Venuše snadno mohou být vysvětleny klimatickými změnami. Horniny se totiž teplem roztahují a chladnutím smršťují, ochlazení o 100° by bohatě stačilo k tomu, aby vyvolalo vrásnění! Dalším možným pachatelem změn klimatu mohou být impakty. Ani tak dramatické výkyvy samozřejmě nestačí k tomu, aby se povrch stal alespoň na čas obyvatelným, mohou ale postihnout i oblaka, jejichž složení a hustota se silně mění. Pokud by vulkanismus na delší dobu utichl, mraky by zeřídly. Možná dokonce natolik, že hypotetické létající bakterie by ztratily životní prostředí a nezvratně vyhynuly.

Organismy by mohly být vybaveny měchýřky s plynem, třeba vodíkem či metanem (analogie vzduchovým plovacím vakům u sinic), jak se domníval už Sagan. Tento způsob létání je praktický zejména pro větší organismy, například velké bakteriální kolonie nebo i něco složitějšího. Ostatně složitost ani velikost venušanského života není nijak omezena – místa, energie i živin je tu dost. Zatímco Jupiter má pro balony velmi špatné podmínky, Venuše je pravým opakem - CO₂ totiž skvěle nadnáší. Takové organismy by byly méně závislé na hustotě a charakteru oblaků, a snad by proto nebyly tak náchylné k vymření v případě klimatické změny.

Životní prostředí: na hranici pekla

Pokud teplota, tlak, intenzita záření a jiné fyzikální podmínky na Venuši organismům v zásadě vyhovují, nedá se to tak zcela prohlásit o chemických podmínkách. Jmenovitě jde o hojnost kyseliny sírové, nedostatek vody a nedostatek některých biogenních prvků.

Mnozí acidofilové žijí i v prostředí, jehož pH je nižší než nula, a stále se objevují jejich extrémnější a extrémnější druhy. Některé se snaží udržet kyselinu venku a v buňce mají neutrální pH, jiné, např. Picrophilus, mají i uvnitř svého těla značně kyselo. Oblaka Venuše sice zřejmě leží za limitem známých pozemských organismů (nikde na Zemi nenajdeme tak koncentrovanou kyselinu jako v mracích Venuše, kde tvoří asi 80% roztok), to ale ještě neznamená, že musejí nutně ležet mimo toleranci života jako takového.

Daleko významnějším problémem než kyselost by byl patrně nízký obsah vody v atmosféře (jen 0,003%). Bakterie mají rády vlhko, zatímco Venuše je extrémně suchá a koncentrované kyseliny navíc mají silný vysušující efekt (viz např. Cockell, 1999). Nicméně procentuální podíl vody se může měnit kapénka od kapénky, což ponechává určité místo pro optimismus. Organismy na Venuši by patrně byly velice odlišné od všeho na Zemi a mohly by s vodou (na rozdíl od bakterií) hospodařit velmi úsporně, jako např. lišejníky. Je také možné, že jde o nějakou exotickou formu života, která na vodě není tak úzce závislá jako pozemská živá hmota.

Jsou oblaky bohaté na živiny? Na Venuši ano. Jsou zde všechny hlavní biogenní prvky (C, H, O, N, S, P), a řada dalších (Cl, F, Fe...). Patrně se vyskytují také I, Br, Al, Se, Te, Hg, Pb, Sb, As (podle Grinspoon, 2006). Pokud se do atmosféry dostává i vulkanický popílek, nemusejí si bakterie dělat starosti ani s minerálními živinami (stopovými prvky).

Zvrhlá Gaia na Venuši?

Objevily se spekulace, že organismy na Venuši tvoří jakýsi globální celek a koordinovaně ovlivňují počasí svého světa tak, aby jim vyhovovalo. Grinspoon například uvažuje, že jelikož přirozená délka slunečního dne na Venuši (117 dní) místní biosféře nebyla dost dobrá, svojí aktivitou vyvolaly silné větry, takže oblačná pokrývka se otočí jednou za 4 - 6 dní a poskytuje jim tak výrazně kratší fotoperiodu (viz článek). Je to taková venušanská obdoba Lovelockovy hypotézy Gaia.

Karbonylsulfid, údajný venušanský odpadní produkt, je silný skleníkový plyn, mohli bychom se tedy domnívat, že i současná hyperskleníková podoba planety je dílem místní "Gaii", která se postarala o nastarování pádivého skleníkového efektu a udržuje jej v chodu.

Ne, že by to nebylo možné, ale podle mého názoru to není věda, a dokonce ani sci-fi, ale spíš holá fantazie. Minimálně jsou takové úvahy předčasné, když ani nevíme, zda na Venuši vůbec něco žije.

Důkazy?

S důkazy to bohužel zatím moc slavné není. Máme jen stopy chemických nerovnováh a anomálií v atmosféře, které mohou, ale nemusejí být dílem života, a to mnoho neznamená. Obdobné náznaky jsme zaznamenali také na Titanu a na Marsu, tedy v podstatě na všech planetách, které atmosféru mají a byly podrobeny detailnímu zkoumání. Dalším možným projevem Venušanů by mohly být zmíněné tmavé skvrny v oblacích, i ty lze ovšem vysvětlit mnoha jinými způsoby.

Možná už jsme venušanské organismy dokonce přímo zaznamenali - sonda Pioneer nalezla na Venuši velmi podivné „kapénky“ nepravidelného tvaru o rozměrech asi 25 mikrometrů, nazývané "mode 3 particles". Nacházejí se v nižší vrstvě atmosféry, ve výšce 50 km (tedy v teplotách kolem 70°C). Jsou zde velmi hojné, skládají se z obalu a neprůhledného jádra. Jejich složení neznáme. Možná jde přímo o organismy, nebo kapénky osídlené bakteriálními koloniemi!

Pátrání po životě na Venuši by mohlo být relativně jednoduché. Stačila by sonda nesená balonem, která by zachycovala a zkoumala oblačné kapénky. Užitěčnými nástroji by byly spektrometry pro chemickou analýzu, mikroskop pro pozorování živých i neživých částic, biochemický experiment detekující přítomnost nukleových kyselin nebo proteinů, a možná i komůrky pro kultivaci, kde by bylo možné sledovat růst organismů a jejich metabolismus, jakousi sofistikovanější verzi toho, oč se pokoušely Vikingy na Marsu.

Venuše je blízko, technologie balonů je odzkoušená (dva aerostaty tam již vypustily sovětské sondy Vega) a popsané detekční metody také nepředstavují nic nového. Na ostatních kosmických tělesech (Mars, Europa...), se život může vyskytovat jen v těžko přístupných biotopech pod povrchem, a jen na některých speciálních lokalitách (třeba v okolí horkých skvrn). Negativní výsledky detekčních pokusů proto nemusejí mít žádnou výpovědní hodnotu o planetě jako celku. Naopak mise hledající život na Venuši, pokud by během svého funkčního období pročesala všechny tři hlavní oblačné vrstvy, by podala v podstatě úplný a reprezentativní obraz o celé planetě, a pokud v oblacích nějací mikrobi žijí, musela by je objevit. I kdyby šlo o bytosti zcela exotické, bylo by možné mikroskopicky pozorovat alespoň jejich morfologii a/nebo růst, což by snad stačilo alespoň k závažnému podezření na jejich biologickou povahu. Ve vzdálené budoucnosti (a v případě slibných předběžných výsledků) by mohly přicházet do úvahy i mise s návratem vzorků na Zemi.

Atmosféra - závěr

Lze říci, že oblaky Venuše obecně vypadají z mnoha hledisek jako prostředí vhodné pro život. Již zběžná prohlídka literatury ukáže mnoho pozemských bakterií, kterým by se tu dařilo. Jedinou závažnou překážkou je nadbytek kyseliny sírové spojený s extrémním nedostatkem vody. Ale není zcela nepředstavitelné, že život tento problém dokázal nějakým způsobem vyřešit.

Ve světle tohoto zjištění je opravdu skandální, že NASA zcela ignoruje astrobiologický potenciál Venuše! David Grinspoon sice v roce 2006 usiloval o její přeřazení do přísněji hlídané kategorie, ovšem neuspěl - příslušná komise sice připustila, že extrémně malá pravděpodobnost života na Venuši existuje, ale přesto usoudila, že na Venuši neexistuje žádné riziko kontaminace, ani dopředné, ani zpětné. Na Venuši tedy budou vysílány nesterilní sondy, a případné vzorky z atmosféry Venuše budou moci být dopravovány na Zemi bez jakýchkoli bezpečnostních opatření...

Co tom soudí vědci? David Grinspoon rozhodnutí komise víceméně schvaluje: "(Pokud je tam život), potom existuje v podmínkách, které se vůbec nepřekrývají s podmínkami, v nichž přežívají pozemské, byť extrémofilní organismy." Pozemský a hypotetický venušanský život považuje za natolik rozdílné, že žádná vzájemná konkurence není vůbec možná. Schulze-Makuch ovšem nabádá k opatrnosti - o pozemských extrémofilech zdaleka nevíme vše, a o Venušanech zhola nic, takže možnost kontaminace jedné či druhé planety nepůvodním životem podle jeho názoru není zanedbatelná. Daleko více mu ale vadí jiný důsledek rozhodnutí této komise.

"Nedoporučují se žádné vědecké výzkumy za účelem snížení nejistoty těchto doporučení," stojí doslova v její zprávě (viz Grinspoon, 2006). Skutečně, přístup "nevíme a nechceme nic vědět" v ryzí podobě - v případě zástupců organizace zaměřené na speciálně na objevování kosmu ovšem nad takovým dogmatismem zůstává rozum stát.

Slovy A. Einsteina: "Jen dvě věci jsou nekonečné - vesmír a lidská hloupost. Tím prvním si ovšem nejsem tak jist."

Řeky na Venuši

Když je však řeč o životě, asi by bylo správné zmínit i exotičtější varianty – nepravděpodobné, záhadné a obtížně prokazatelné, nicméně nesmírně zajímavé.

Na povrchu naší sousední planety najdeme mnoho stop po působení tekutin - napřiklad celou řadu kanálů, dlouhých stovky či tisíce kilometrů a širokých i více než kilometr. Mnoho z nich se svým tvarem podobá řečištím na Zemi a na Marsu – mají zákruty, terasy a dokonce delty a snad i jezera (Kargel a kol., 1994, Ghail a kol., 2004). Jaká kapalina je ovšem vytvořila? To dosud nevíme, víceméně jisté je snad jen to, že o vodu se v žádném případě jednat nemohlo (Ghail a kol., 2004). Přesto se podobají více tokům vody než lávovým proudům, což ukazuje na nízkoviskózní a pomalu tuhnoucí kapalinu vykazující erozní činnost (Kargel a kol., 1991). Vědci se domnívají, že příslušná kapalina mohla existovat v podzemních rezervoárech (podobně jako voda na Marsu), odkud se vylila v důsledku geologických tlaků, ať už původu vnitřního, nebo vnějšího (při změnách venušanského klimatu).

Pozorované kanály mnohde "tečou do kopce". Jediným smysluplným vysvětlením je, že tektonické pohyby od doby vzniku řečišť notně zdeformovaly terén pod nimi, což výmluvně svědčí o nezanedbatelném stáří. O Venuši ale víme příliš málo, než abychom mohli říci, zda se na jejím povrchu či pod ním mohou i dnes vyskytovat nějaké typy kapalin.

Co by vůbec mohlo na povrchu Venuše téci? Hlavním kandidátem je karbonatitová láva. Jde o taveninu obsahující více než 50% uhličitanů (tj. solí kyseliny uhličité, jako je např. vápenec, dolomit nebo jedlá soda) a také sírany. Karbonatit je poměrně tekutý a obsahuje vysoké koncentrace vzácných prvků (P, Nb, U, Th, Cu, Fe, Ti, Ba, F, Zr a další) a naopak málo křemene. Podobný typ lávy se na Zemi vyskytuje vzácně – jediným případem takového vulkanismu je sopka Ol Doinyo Lengai v Tanzanii.

Teplota tání alkalického karbonatitu (bezvodého) by měla být kolem 670° C (nebo jen 560, podle Ghail a kol.), což není až tak daleko od venušanské teploty. Tuhnutí takové lávy by mohlo být dost pomalé. Podzemí Venuše by mohlo obsahovat rezervoáry kapalného karbonatitu (podobně jako podzemí Marsu může obsahovat akvifery), a horniny bohaté uhličitanovými a síranovými solemi, zjištěné na povrchu této planety, můžeme považovat za svého druhu "permafrost". Karbonatit, vytrysklý z podzemí nebo vzniklý roztavením solí mírným geotermálním ohřevem, by tuhnul jen velmi pomalu. Pokud bylo v některých obdobích na Venuši ještě tepleji než dnes, mohl být dokonce na povrchu stabilní a tvořit trvalá jezera (Kargel a kol., 1991, 1994).

Další možností je kapalná síra. Ta je na povrchu poměrně stabilní, pouze se pomalu (v řádu měsíců) vypařuje, a ve formě páry pak reaguje s horninami. V řekách síry by měly být rozpuštěny sulfidy železa, po vyschnutí by se vysrážely a postupně přeměnily na magnetit. Síra je na Venuši opravdu hojná, sonda Vega 2 našla v místě přistání (Aphrodite Terra) 2% síry (Kargel a kol., 1991).

Mohlo by ale jít i o klasickou lávu, tj. roztavené křemičitany. Příčinou nízké viskozity by potom byly buď netypické podmínky na Venuši (okolní teplota) nebo její zvláštní složení a/nebo teplota - to by byl případ lávy komatiitové, extrémně tekuté, jaká tryskala i na Zemi v prahorních dobách, když bylo její nitro žhavější. Taková láva by ale i na Venuši rychle chladla, což příliš neodpovídá podobě kanálů.

Ať je to jak chce, existují důkazy, že na povrchu Venuše byly (a třeba někde, například v podzemí, stále jsou?) celkem dlouhodobé kapalné útvary. V tekuté síře a snad i karbonatitu (popř. jejich směsi) by snad mohly probíhat komplikované chemické reakce. Co nám to ale říká o životě?

Slovy Davida Grinspoona: "I na tom nejpodivnějším místě stále nacházíme povědomé procesy. Nikdo nečekal, že na pláních Venuše najdeme "řeky" nebo "sníh" na jejích horách. ... Jiné látky tu kondenzují na vrcholcích hor a vytvářejí dlouhá řečiště. Všechny tyto role na Zemi hraje voda. ... Když materiál, který příslušnou roli plní na Zemi, není k dispozici nebo nevyhovuje, zaujme jeho místo jiný. ... Mohlo by to se životem být stejné? Tvrzení "Na Venuši nemůže být život, protože je tam moc horko." může být v tomto smyslu analogické tvrzení "Na Venuši nemůže sněžit, protože je tam moc horko."Pokud na Venuši mohou téci řeky bez jediné kapky vody, možná by se mohl vyvinout i nějaký typ buněk...".

Vlastnosti rozpouštědla má i nadkritický oxid uhličitý, a to dokonce natolik dobré, že ohrožuje některé součásti kosmických sond. Tady je nicméně problém, že na rozdíl od lávy (a na zhýčkanějších planetách také vody) netvoří žádné oddělené rezervoáry, kdy by se chemické sloučeniny mohly koncentrovat a reagovat spolu.

Nechci tady tvrdit, že na Venuši je takový či onaký exotický život. Tato možnost je vysoce nepravděpodobná (dokonce i ve srovnání s životem v atmosféře), a byla by hloupost tvrdit opak. Nicméně taková alternativa existuje – a vše ostatní závisí na budoucím výzkumu.

Odkazy:

Prvotní oceány

James F. Kasting, Owen B. Toon, James B. Pollack: How Climate Evolved on the Terrestrial Planets. Scientific American, 1988. - klima a obyvatelnost

Venus: Hothouse Planet (Henry Bortman, Astrobiology Magazine, 2004) - interview s Davidem Grinspoonem o možných praoceánech na Venuši

David Grinspoon (2006): Astrobiology and Venus Exploration. AGU Chapman Conference on Exploring Venus as a Terrestrial Planet 2/16/2006 - o možnostech života v minulosti i dnes

Ward, P., Brownlee, D. (2004): Život a smrt planety Země. Dokořán a Argo. - relevantní jsou zejména pasáže o vlhkém skleníkovém klimatu

Život v oblacích

Cloud Colonies on Venus (Leslie Mullen, Astrobiology Magazine, 2002) - populární článek shrnující teorie D. Grinspoona a D. Schulze-Makucha.

Cockell, C. S.: Life on Venus. Planetary and Space Science, Volume 47, Issue 12, p. 1487-1501.

Sattler, Birgit; Puxbaum, Hans; Psenner, Roland: Bacterial growth in supercooled cloud droplets. Geophysical Research Letters, Volume 28, Issue 2, p. 239-242, 2001.

Schulze-Makuch, D., Grinspoon, D.H., Abbas, O., Irwin, L.N. and Bullock, M. (2004) A sulfur-based UV adaptation strategy for putative phototrophic life in the Venusian atmosphere. Astrobiology vol 4, no. 1, p. 11-18.

Bullock, M. A., Grinspoon, D. H.: Global Climate Change on Venus. Sci. Am., Vol. 280, No. 3, p. 34 - 41, 1999. - změny klimatu v důsledku sopečných erupcí

Schulze-Makuch, Dirk; Irwin, Louis N.: The prospect of alien life in exotic forms on other worlds. Naturwissenschaften, Volume 93, Issue 4, pp.155-172, 2006.

Život na Venuši? - jeden z mála článků na toto téma v češtině

Karbonatity, kanály a život na povrchu

Kargel, Jeffrey S., Randolph L. Kirk, Bruce Fegley, Jr., Allan H. Treiman: Carbonate-Sulfate Volcanism on Venus? Icarus, Volume 112, Issue 1, November 1994, Pages 219-252. - o karbonatitech

Kargel, J. S.; Komatsu, G.; Baker, V. R.; Lewis, J. S.; Strom, R. G.: Compositional Constraints on Outflow Channel-forming Lavas on Venus. Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, volume 22, page 685, (1991). - o karbonatitech

Amanda McMillan: Lava Compositions on Venus - o karbonatitech

R. C. Ghail, S. Rolfe, L. Watt: CANALI ARE LAVA, NOT RIVER, CHANNELS. Lunar and Planetary Science XXXV (2004).