Naše sesterská planeta nevítá návštěvy ze Země s otevřenou náručí. Hosty na jejím povrchu očekává těžko představitelné, horké peklo a ovzduší, které by se dalo krájet.
Několik čísel - Venušina atmosféra
Atmosféra planety Venuše je nejen hustší než pozemská, je také tvořena jinými plyny. Skládá se z 96,5 % oxidu uhličitého, 3,5 % dusíku a malého množství vodní páry, helia, oxidu siřičitého, argonu, kyslíku a neonu. V různých výškách se koncentrace jednotlivých plynů mění. Vrchní části atmosféry obsahují více oxidu uhelnatého (CO), zatímco u povrchu planety byl naměřen převážně jen těžší oxid uhličitý a dusík.
Pro srovnání – v pozemské atmosféře tvoří největší podíl dusík (přibližně 78%) a oxid uhličitý jen jen stopovým prvkem. V naší atmosféře dnes CO2 chybí mimo jiné i díky procesům v biosféře - rostliny ho využívají ke svému růstu a plynule tím snižují jeho množství.
Oxid uhličitý patří k tzv. "skleníkovým plynům". Není divu, že atmosféra, která se skládá z téměř čistého CO2, způsobuje na Venuši intenzivní skleníkový efekt. Díky němu se povrch planety nahřívá až na 450 °C. Na rozdíl od Země se teplota v průběhu Venušina dne a noci téměř nemění. Rozdíl mezi denní (Slunci momentálně přivrácenou) a noční teplotou je maximálně jeden stupeň Celsia.
Mlha, která by se dala krájet
Obrázek: Povrch Venuše se neustále skrývá za hustou vrstvou mraků. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Venus_in_Real_Color_(Mosaic).jpg
Hmotnost Venušiny atmosféry odpovídá třetině hmotnosti pozemských zásob vody, můžeme tedy klidně mluvit o „Venušině atmosférickém oceánu“. Na povrchu planety panuje exoticky vysoký tlak, odpovídající tlaku v hloubce 910 metrů pod hladinou moře.
V husté atmosféře kromě toho téměř neexistuje vítr. Sonda Venera 13, která přistála na Venušině povrchu, měřila pohyb "vzduchu" a zaznamenala jen 0,5 – 0,6 m/s. I tento pomalý pohyb ale umí přenést menší kamínky nebo vytvořit duny, stejně jako to pozorujeme na písečných plážích pozemských moří.
Extrémní atmosférické poměry s sebou přinášejí jeden zajímavý jev: horizont se zdá být položen trochu výše, než pozorovatel, který si tak připadá, jako by se nacházel na dně misky.
Na povrchu Venuše panuje celodenní šero. Hustou atmosférou pronikne jen zhruba 2 % slunečního záření. Nebe nemá modrou barvu jako na Zemi, ale je díky lomu světla v atmosféře naoranžovělé. Dohlednost na povrchu Venuše je menší než na Zemi a činí pouze asi 3 km.
Mraky se na Venuši nacházejí v několika dobře oddělených vrstvách ve výšce od 48 do 70 km. S pozemskou oblačností se ale nedají srovnat. Zdá se, jako by doplňovaly nevraživou Venušinu astmosféru dalším, pro člověka nebezpečným prvkem. Tvoří je kapičky kyseliny sírové, pozůstatky někdejší porce vody, kterou planeta dostala srážkami s kometami, podobně jako Země. Zatímco na Zemi z ní vznikaly životodárné oceány, na Venuši se z vody vytvořila kyselina.
Nad mraky, ve výšce kolem 100 km, se nachází slabá ozónová vrstva. Má jen tisícinovou tloušťku pozemské ozónové vrstvy. Její existence, kterou nedávno objevila sonda Venus Express, vědce překvapila, stejně jako oblast, ve které panují záporné teploty. Zhruba 125 kilometrů nad povrchem planety dosahuje mráz až -175 °C. Tento jev v celkově hodně horké atmosféře planety nejspíš nikdo nečekal.
Odkud bere Venuše svou vysokou teplotu?
Albedo
Slovo albedo je odvozeno z latiny (albus – bílý). je míra odrazivosti tělesa nebo jeho povrchu. Jde o poměr odraženého elektromagnetického záření k množství dopadajícího záření.
Albedo se může vyjádřit jako procento nebo zlomek jednotky.
Silná vrstva mraků Venuše odráží hodně dopadajícího slunečního záření – její albedo má hodnotu 0,76. Pro srovnání – Země má střední albedo 0,305. Naše domovská planeta je v tepelné rovnováze - dopadá na ni tolik energie, kolik jí je schopna vyzářit do kosmu. Dalo by se proto očekávat, že Venuše, ačkoliv je Slunci o čtvrtinu blíže než Země, dostane ze Slunce méně energie a proto na ní bude panovat nižší teplota než na Zemi. Podle výpočtů by měla teplota dosahovat -46 °C.
Vysoká teplota, kterou oproti tomu na Venuši pozorujeme, je způsobena skleníkovým efektem. Atmosféra se skládá téměř výhradně ze skleníkového plynu CO2, který nepropouští zpátky do kosmu infračervené (tepelné) záření.
Obrázek: Skleníkový efekt na povrchu Venuše. Zdroj: Vzb83 (Ville Koistinen), Miraceti (Image:Venuksen_kaasukehä.png) [GFDL (http://www.gnu.org/copyleft/fdl.html) or CC-BY-SA-3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/)], via Wikimedia Commons
Návštěvy na Venuši
Navést sondu k Venuši není složité. Cesta k ní je o pár měsíců kratší než k Marsu. Ve srovnání s Marsem se ale u Venuše sonda hůře brzdí. Tato planeta je totiž větší a má tedy i silnější gravitaci než Mars.
Modul, který by měl přistát na její povrchu, musí být vzhledem k vysokému tlaku a teplotě mnohem odolnější než ten, který může přistát na Marsu. O dlouhodobých misích na povrchu planety, tak jak je tomu u Marsu, si zatím můžeme nechat v případě Venuše jen zdát.
Obrázek: Mariner 2. Zdroj: http://nix.larc.nasa.gov/info;jsessionid=22sidxj3uc1s0?id=PIA04594&orgid=10
Historie dobývání Venuše se čte jako kriminálka. Ve své první fázi byla poznamenána soubojem mezi SSSR a USA. Oba státy závodily o dosažení Venuše nebo přistání na ní stejně, jako o přistání na Měsíci a Marsu. Překotné snaze a zatím nedokonalé úrovni techniky odpovídaly i první výsledky – nebo spíše zmařené pokusy.
Mariner a Venera, boj o prvenství
První sondou, která naši sesterskou planetu navštívila, byla po několikanásobných oboustranných neúspěších americká Mariner 2. Zjistila, že Venuše nemá žádné magnetické pole a potvrdila vysokou povrchovou teplotu.
Zdroj: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/database/MasterCatalog?sc=1981¬106D
Do atmosféry se ponořila jako první pro změnu sovětská sonda. Venera 4, 5 a 6 se o povrch planety roztříštily. Měkké přistání se povedlo až sondě Venera 7. Následovaly ji další sondy s pořadovými čísly 8 – 14. Zasílaly z povrchu Venuše údaje a dokonce fotografie svého okolí.
Analýza vzorků povrchu ukázala, že ho tvoří bazalty podobné těm, které vyvrhuje havajský vulkán Hualalai. Jiná sonda objevila bazalt s podobným složením, jaké měly vulkány v německé Eifel nebo jaké nacházíme u italského Vesuvu. Venuše se tedy, jak se zdá, Zemi podobá nejen svou velikostí, ale i svým složením.
Obrázek: Povrch Venuše, fotografovaný sondami Venera 9 a 10. Zdroj: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/image/planetary/venus/venera9-10.jpg
Mise Venera 15 a 16 Venuši kartografovaly z oběžné dráhy. Povedlo se jim zachytit kolem 30 % povrchu planety. Kompletní mapu povrchu planety zhotovila až americká sonda Magellan, která dorazila k Venuši v roce 1990. Zachytila 98 % Venušina povrchu.
Obrázek: Obě Venušiny polokoule. Zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/11/Venus-TwoSides.jpg
Venus Express
Zatím poslední úspěšně zakončenou cestu k Venuši si na své konto připisuje Evropská agentura ESA se svou sondou Venus Express. Právě ona prokázala Venušinu vulkanickou aktivitu. Přinesla také důkazy pro někdejší přítomnost velkého množství vody, která měla krátkodobě možná i formu pozemských oceánů.
Jedním z úžasných objevů sondy jsou změny atmosférických podmínek v průběhu mise. Přístroje pozorovaly nárůst střední rychlosti větru v atmosféře z 300 km/h v roce 2006 na 400 km/h o šest let později. Vysvětlení pro tento jev vědci zatím ještě nemají.
Překvapením bylo zpomalování Venušiny rotace. Ta se během posledních 16 let zpomalila o 6,5 minut, což je opravdu úctyhodné číslo.
Obrázek: Venus Express na oběžné dráze Venuše. Zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0b/Venus_Express_in_orbit_%28crop%29.jpg
Venus Expres kromě toho objevila velice chladnou vrstvu v jinak horké atmosféře. Teplota se se stoupající výškou samozřejmě mění, na hodnotu -175 °C ve 125 km ale neklesá dokonce ani v pozemské atmosféře, která je celkově daleko chladnější než Venušina. Teplota zde postačí na to, aby se z CO2 tvořily ledové krystalky.
Mise Venus Express měla původně trvat po dobu dvou Venušiných rotací, tedy 486 pozemských dní. Protože byla většina přístrojů v pořádku, byla její mise několikrát prodloužena. To se v kosmonautice stává poměrně často, protože doba mise je běžně brána spíše jako záruční doba přístrojů, které často slouží ještě dlouhou dobu po jejím uplynutí.
Limitujícím faktorem je spíše množství paliva, které má sonda na palubě. To umožňuje korektury kursu. Když palivo dojde, nedá se už nijak doplnit a sonda se zpravidla dříve nebo později zřítí na povrch tělesa, které zkoumala. Podobně limitujícím se může stát i chladící medium, které vyžadují některé experimenty.
Venus Express měla k dispozici 570 kg monomethylhydrazinu. Když se zásoba paliva chýlila ke konci, použili vědci sondu k poslednímu experimentu: navedli ji na velice nízkou oběžnou dráhu tak, aby se dostala do atmosféry Venuše. Tento manévr, který dostal jméno aerobraking, posloužil ke sběru informací. Navedením sondy do vnějších vrstev atmosféry se v budoucnu může například změnit eliptická dráha sondy na kruhovou, aniž by bylo nuto spotřebovávat cenné palivo.
Budoucnost patří Akatsuki
Teprve nedávno ukončenou, mimořádně úspěšnou evropskou misi Venus Express, aktuálně vystřídala japonská Akatsuki, která teprve před pár týdny přešla na oběžnou dráhu planety.
Obrázek: Akatsuki. Zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/96/Akatsuki.png
Akatsuki měla původně zakotvit u Venuše už v roce 2010, tehdy ale selhaly její brzdící motory. Až letos se ji povedlo „recyklovat“ a znovu navést do Venušiny blízkosti. Tentokrát se brzdící manévr povedl.
Japonská sonda by měla pozorovat meteorologické jevy v atmosféře Venuše a zkoumat tamní oblačnost. Zatím se nachází v přípravné fázi, slibuje ale už teď zajímavé výsledky.
Žádné komentáře:
Okomentovat