Mars - lákavá planeta v těsném sousedství

Mars je v pořadí čtvrtou a nejmenší kamennou planetou. Přítomnost určitého množství vody, organických sloučenin i jeho relativní blízkost – to všechno z něj dělá jeden z nejlákavějších cílů Sluneční soustavy.

Několik čísel 

Nachází se na oběžné dráze, která je od Slunce vzdálena 228 000 000 km, tedy 1,5 astronomické jednotky (astronomická jednotka je zjednodušením pro vyčíslení velkých vzdáleností a odpovídá vzdálenosti Země – Slunce).

Obrázek: Země a Mars, porovnání velikostí. Zdroj: von NASA/JPL/MSSS & User:DrLee (NASA/JPL/MSSS based on the these sources.) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Mars_Earth_Comparison_2.jpg?uselang=de#Sources

Patří k rodině „kamenných“ planet, stejně jako Země. Jeho průměr je 6794,1 km, je tedy asi o polovinu menší než naše rodná planeta. Při porovnání hmotností začne být zřejmé, že se Mars musí svým složení od Země lišit: má jen desetinovou hmotnost, zatímco vlastní sedminový objem – hmota, která ho tvoří je tedy v průměru o něco „lehčí“ než pozemská. Tento jev se dá vysvětlit daleko menším kovovým jádrem Marsu.

Obrázek: Vnitřní struktura Marsu a její srovnání se Zemí. Zdroj: http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/display.cfm?IM_ID=168, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Terrestial_Planets_internal_en.jpg

Obrázek: Mars. Zdroj: von NASA/JPL/MSSS [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Marsglobe3.jpg

Přitažlivost je na Marsu dokonce menší, než na daleko menším, ale zato daleko hustším Merkuru. Volný pád odpovídá 3,69 m/s², tedy 38 % rychlosti, jakou padá těleso na Zemi.

Ve větších teleskopech jsou vidět Marsovy polární čepičky a několik temných skvrn na povrchu planety. Fotografie, které zaslaly automatické sondy, zkoumající Mars, odhalují krátery zvrásněný povrch s výraznými vulkanickými stopami. Na planetě nacházíme hluboké kaňony a pět (přes 20 km vysokých) obřích vulkánů.

„Strach a Hrůza“ 

Obrázek: Phobos a Deimos, Marsovy měsíce. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Phobos_deimos_diff.jpg?uselang=de

Mars nemá žádný měsíc, který by byl podobný tomu pozemskému. Jeho souputníci Phobos a Deimos („Strach“ a „Hrůza“) jsou spíše velkými nepravidelnými balvany. Nejspíše se jedná o asteroidy, které se zachytily v Marsově gravitačním poli.

Phobos, s rozměry 26,8 × 22,4 × 18,4 km, obíhá Mars ve výšce kolem 6000 km. Pro srovnání – výška jeho oběžné dráhy je menší, než průměr planety samotné. Oběhne Mars jednou za 0,32 dne. Nachází se na spirální dráze, která ho jednoho dne donutí roztříštit se o povrch planety. Podle výpočtů k tomu dojde v průběhu příštích 50 miliónů let, pokud se už předtím neroztrhá působením slapových sil na menší kusy – a nevytvoří kolem planety na nějakou dobu podobný prstenec z úlomků, jaký vlastní například Saturn.

Deimos se pyšní rozměry 15,0 × 12,2 × 10,4 km. Na rozdíl od svého kolegy Deimos planetu, kolem které obíhá, jednoho vzdáleného dne opustí. Působením slapových sil je pomalu vytlačován do větší a větší vzdálenosti od Marsu. Bude tím sdílet osud všech měsíců, které krouží kolem svých planet pomaleji, než tyto rotují kolem své osy.

Marsova rotace a oběžná dráha kolem Slunce 

Marsovský den (otočka kolem vlastní osy) trvá 24 hodiny a 37 minut – je tedy jen nepatrně delší než den na Zemi. Marsovský rok je ovšem 1,88x delší než náš.

Rotační osa našeho souseda je lehce nakloněná. Sklon 25,19° na Marsu stejně jako na naší rodné planetě způsobuje střídání různých ročních období. Vzhledem k tomu, že oběžná dráha Marsu není úplně kruhová, ale spíše eliptická, je marsovské „léto“ na severní polokouli o něco delší než na jižní. Zimy na jižním pólu planety jsou daleko chladnější než na severním.

Vzdálenost mezi Zemí a Marsem se během roku mění. Kolísá mezi 55,5 a 400 milióny kilometrů. Tato vzdálenost už dává tušit vliv obrovských vzdáleností, se kterými se bude muset lidstvo jednoho dne vypořádat, pakliže opustí rodnou planetu a vydá se kolonizovat Sluneční soustavu. I když je Mars naším přímým sousedem, komplikuje jeho vzdálenost komunikaci s vědeckými sondami, které na něm v průběhu let přistávaly. Signály z pozemských sond, které u Marsu pracují, nás dosahují v optimálním případě za 3,1 minuty, v nejhorším případě za 22,2 minuty. Pro srovnání - signál z Měsíce potřebuje pro svou cestu k Zemi jen jednu vteřinu.

Největší hory a obří kaňony 

Mars je planetou protikladů. Na jeho povrchu se nachází největší hora ve Sluneční soustavě, vulkán Olympus Mons. Měří 26 kilometrů, je tedy více než třikrát vyšší, než nejvyšší hora na naší planetě. Jeho průměr 600 kilometrů prozrazuje intenzivní vulkanickou minulost Marsu.

Na Marsu najdeme také největší a nejhlubší kaňon Slunečního systému. Valles Marineris je dlouhý 4000 kilometrů a deset kilometrů hluboký. Je desetkrát delší než pozemský Gran Canyon. 

Marsův výškový profil je nepravidelný. Rozsáhlá náhorní plošina na jižní části planety je pokryta krátery, zatímco severní část planety je podobná spíše ploché nížině. Výškové rozdíly způsobila v dávné minulosti nejspíš srážka s velice hmotným tělesem. Velké množství kráterů na jižní polokouli naznačuje, že je tamní pohoří hodně staré. Muselo existovat už v době, kdy před zhruba 3,8 miliardami let probíhala fáze „velkého bombardování", doba, ve které do planet naráželo velké množství asteroidů a komet. Nížiny jsou naopak mladé, byly nejspíš v geologicky nedávné minulosti zality tekutou lávou. Nebudou starší než 500 miliónů let. 

Sondy (Viking 1 a 2, stejně jako Pathfinder) našly na Marsu různorodé minerály. Vědce překvapil mimo jiné i fakt, že některé z nich vznikaly dokonce za přispění tekuté vody.

Všude na Marsu nacházíme jemný načervenalý prach, který dal planetě jméno „rudá“. Obsahuje větší množství zoxidovaného železa, kovu, který se i na Zemi nachází v různých minerálech a barví zeminu načervenalou barvou (červený okr). 

Obrázek: Mars, Valles Marineris. Zdroj: von Mars_Valles_Marineris.jpeg: NASA picture derivative work: Lošmi (Diskussion) (Mars_Valles_Marineris.jpeg) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Mars_Valles_Marineris_EDIT.jpg?uselang=de

Obrázek: Mars, Olympus Mons. Zdroj: NASA, http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap981019.html

Mars vlastní na rozdíl od Země jen jednu jedinou tektonickou desku. Na Zemi jich existuje hned několik. Jejich vzájemný horizontální a vertikální pohyb a tření vyvolávají na naší planetě zemětřesení a jsou zodpovědné za růst některých pohoří. Marsovy nejvyšší hory oproti tomu vznikly čistě vertikálním pohybem hornin. Směrem k povrchu vystupující hmota vytvořila například náhorní plošinu Tharsis. Na ní se pak vytvořily ještě další tři masivní sopky, které 10 km vysokou plošinu převyšují až o 16 km. Z nějakého důvodu, nejspíš kvůli vnitřnímu uspořádání planety, se tento jev omezil jen na danou oblast povrchu.

Nejvyšší hora Sluneční soustavy, Olympus Mons, se mohl vyvinou až do své gigantické výšky také díky tomu, že se povrch Marsu neposouvá horizontálním směrem, tak jak je tomu u pozemských tektonických desek. Láva tu vyvěrala ze stále stejného místa a mohla tak v průběhu času vytvořit gigantický útvar, vysoký celkem 26 km.

Zdá se, že vulkanismus na Marsu nikdy úplně nezanikl. Intenzivně přetvářel planetu ještě před 150 milióny let a v malé míře je přítomen ještě i dnes.

Magnetické pole Marsu 

Mars nevlastní žádné globální magnetické pole, jaké nacházíme na Zemi. Ztratil ho zřejmě už 500 miliónů let po svém vzniku. Přesto vědci nacházejí při průzkumech povrchu planety lokální slabá magnetická pole. Sonda Mars Global Surveyor objevila pásy, široké 150 km a dlouhé zhruba 1000 km, připomínající magnetické anomálie, jaké pozorujeme na dně pozemských oceánů.

Kromě toho je dobře možné, že se na Marsu časem magnetické pole znovu vytvoří. Postupných ochládáním jádra možná začne jeho kovová složka krystalizovat. Energie, která se přitom bude uvolňovat, by měla postačit k vytvoření pohybujících se porudů hmoty, které se postarají o vznik příslušného pole. Planeta by pak mohla být po několik miliard let chráněna vlastním magnetickým polem proti (pro život) škodlivému kosmickému záření.

Návštěvy na Venuši - atmosférické peklo

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.

Venuše – pekelná sestra Země

Jsou si podobné jako vejce vejci a přesto se jejich vývoj ubíral jinou cestou. Jedna ze sesterských planet je zčásti pokrytá vodou a hostí nepřeberné množství živých organismů. Druhá je rozžhaveným peklem s jedovatou atmosférou.

Venuše je nejen naší fyzicky nejbližší sousední planetou - je naší Zemi navíc značně podobná. Má stejné složení a téměř stejnou velikost. Obíhá Slunce po téměř kruhové dráze ve vzdálenosti 0,723 AU –  je tedy Slunci jen o čtvrtinu blíže než Země.

Tím ale veškerá podoba končí. Tato čtvrtina vzdálenosti od Slunce vyřazuje Venuši ze skupiny obyvatelných planet. Obíhá těsně vedle z tzv. „zóny života“ - rozmezí, ve kterém se musí nacházet planety, aby mohly na svém povrchu udržet tekutou vodu.

 Obrázek: Porovnání velikostí Venuše a Země. Obě planety mají téměř shodnou velikost, složení a hmotnost. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Venus_Earth_Comparison.png?uselang=de

Venuše se na naší obloze vzdaluje od Slunce maximálně 47°. Dá se proto (podobně jako Merkur) pozorovat jen ve večerních nebo ranních hodinách, když se Slunce nachází pod obzorem. Na rozdíl od Merkuru se pak ale nedá přehlédnout – je to jeden z nejjasnějších nebeských objektů. Už v antickém Řecku její ranní variantě říkali Phosphoros, večerní variantě pak Hesperos. To, že se jedná o stejný objekt, se vyjasnilo až později. Dodnes fascinuje jak laiky, tak profesionální astronomy svým  majestátním zjevem a exotickými vlastnostmi. 

Venušina rotace 

Rotace planety Venuše je skutečně zvláštní. Na rozdíl od téměř všech ostatních těles ve sluneční soustavě se kolem své osy otáčí retrográdně - opačně. Při pohledu ze severního pólu planety se točí ve směru hodinových ručiček. Díky tomuto jevu Slunce na Venuši vychází na západě a zapadá na východě. Podobně jako Venuše rotují ve Slunečním systému jen vzdálená planeta Uran a mini planetka Pluto.

Sklon Venušiny rotační osy je malý a činí jen 2,64° (někdy je udávaný jako 177,36° tak, jako by Venuše rotovala stejným směrem jako zbytek Sluneční soustavy a jen přitom „stála na hlavě“). Díky sklonu rotační osy se na Zemi tvoří roční období. Na Venuši, která má sklon osy nepatrný, proto roční období nevznikají. 

Rotace Venuše probíhá nezvykle pomalu. Jedna kompletní otočka planety kolem své osy trvá 243,019 pozemských dní. Rok na Venuši, tedy jeden oběh planety kolem Slunce, přitom  trvá 224,7 pozemského dne. Planeta tedy potřebuje na jednu otočku kolem své osy delší dobu, než na oběh  kolem Slunce. Díky obrácené rotaci ale trvá jeden sluneční den na Venuši „jen“ 116,75 pozemských dní.

Asi největším překvapením, které nedávno přinesla sonda Venus Exress bylo zjištění, že se rotace Venuše zřetelně zpomaluje. Od návštěvy sondy Magellan v devadesátých letech se její den prodloužil o 6,5 minuty. Na kosmické poměry je to opravdu úctyhodné číslo. I naše planeta zpomaluje svou rotaci. V dobách, kdy na Zemi žili dinousaři, měl náš den jen 23 hodin. Země k tomu má ale dobrý důvod - Měsíc, který na ni působí svou gravitací. Co způsobuje závratné zpomalení rotace Venuše zatím není zcela jisté. Svou retrográdní rotaci Venuše pravděpodobně obdržela po srážce s jinou planetkou nebo velkým asteroidem. Není vyloučeno, že se právě nachází ve fázi, kdy ještě "hledá" stabilní rotační dobu. Působením gravitace Slunce i ostatních těles sluneční soustavy se v ní pak zafixuje, stejně jako se to stalo u Merkuru a Země. 

Jádro a magnetické pole 

Venuše je téměř stejně velká jako Země. Její průměr činí 12103,6 km. Kromě toho má podobnou hustotu jako naše planeta – a tím i podobné chemické složení. Kdysi byla proto považována za vhodnou pro život. Měli se na ní prohánět dinosauři a růst tropické pralesy. Dnes víme, že Venuše ztělesňuje všechno jiné, než pohostinnou planetu s tropickou vegetací. 

Velikost jejího jádra je odhadována na 2900 km.  Na jádro navazuje spodní část pláště planety, silná 2000 km a vrchní část, která by měla být zhruba 1000 km silná.

 Obrázek: Vnitřní stavba Venuše a Země. Venuše vlastní jen tekuté jádro, které nikdy nezkrystalizovalo. Zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/59/Terrestial_Planets_internal_en.jpg

Venuši ale chybí pevná část jádra, jakou má například Země. Díky tomu nemá také žádné významnější magnetické pole, které povrchu planety činí jen kolem 10 nT (deset miliardtin Tesla).  Její rotace je kromě toho příliš pomalá na to, aby pomocí efektu dynama magnetické pole vytvořila. I kdyby byly na Venuši příznivé atmosférické podmínky, nebyl by na ní život nejspíše možný. Bez stabilního magnetického pole nemá ochranu proti silnému kosmickému záření. 

Planeta s kometárním ohonem

Stejně jako Země, je Venuše obklopena atmosférickou vrstvou,  která obsahuje množství elektronů a iontů – takzvanou „ionosférou“. Nachází se ve výšce 150 – 300 km nad povrchem planety. Ionty se v ní tvoří díky ultrafialovému a rentgenovému záření, přicházejícímu od Slunce.

Na Zemi tato vrstva rotuje spolu s planetou, protože je v sevření našeho silného magnetického pole. Dostane se tak i na (od Slunce) odvrácenou stranu planety a vytváří tak vrstvu, která Zemi kompletně obklopí.

 Obrázek: Sluneční vítr, který naráží na ionosféru Venuše.

U Venuše je situace trochu jiná. Naší sesterské planetě chybí vlastní magnetické pole a dostatečně rychlá rotace. Podobná bezchybná vrstva se proto tvořit nemůže.

Přesto pozorujeme ionosféru i na odvrácené straně Venuše. Ionty proudí z té oblasti, kde panuje venušin den do oblasti, kde je právě noc. Hnací silou je vyšší koncentrace iontů na sluneční straně, která se přenosem iontů na noční stranu snaží jejich koncentraci zprůměrnit podobně jako uniká vzduch ze špatně utěsněné, natlakované lahve do okolí, kde je tlak nižší.

Tento proces doprovází zvláštní jev – pokud síla slunečního větru náhle poklesne, klesá i síla, kterou jsou ionty drženy ve Slunci přivrácené straně ionosféry. Ty mohou následně lépe pronikat na noční stranu Venuše. Vytváří se u ní plasmový (iontový) „ohon“, podobný kometárním ohonům. Během několika hodin dosáhne délky 15000 kilometrů, naměřila sonda Venus Express. Není vyloučeno, že se u Venuše tvoří ale i chvost daleko delší. Může být dlouhý i přes milión kilometrů. Při příznivých podmínkách se může se také stát, že část odtržené hmoty přistane i na Zemi. 

Venušin „Měsíc“

Venuše nemá na rozdíl od Země žádný Měsíc. Přesto vlastní jeden přirozený satelit. Je jím asteroid 2002 VE68. Obíhá Venuši na komplikované dráze, která má ledvinovitý tvar a vůči planetě si zachovává vázanou rotaci (stejně jako má náš Měsíc vůči Zemi). Znamená to, že tento asteroid Venuši ukazuje stále stejnou stranu.

Na své cestě Sluneční soustavou kříží 2002 VE68 jak oběžnou dráhu Merkuru, tak i Země a zařazuje se proto k potencionálně nebezpečných tělesům, která by mohla ohrozit život na Zemi, pokud by se s ní srazila.

Proč na Venuši chybí voda?

Kamenné planety, které se nacházejí ve vnitřní části Slunečního systému, vznikaly všechny stejným způsobem. V původním disku plynu a prachu, ze kterého vznikala planetární soustava, zůstal v blízkosti Slunce jen prach, protože plyn roztál a byl odnesen slunečním větrem. Prach se sdružoval do větších částeček, které dále rostly, až vytvořily malé asteroidy. Ty se díky vzájemným srážkám, při kterých se uvolnilo velké množství energie, sdružovaly do ještě větších objektů. Přitom se jejich hmota tavila, takže z prachu a jemných částeček vznikal pevný kámen. 

Každá z kamenných planet začala svou kariéru jako horká, roztavená koule, pokrytá oceánem magmatu. Z něj se pak vypařováním vytvořila původní planetární atmosféra.

Nově vzniklé planety ale čerpají své teplo nejen ze svých útrob. Ohřívá je také sluneční záření, jehož množství logicky závisí na vzdálenosti planety od Slunce. Výpočty ukazují, že planety dostávají do určité vzdálenosti více energie, než jsou schopny samy vyzářit do okolí. Takovým (Slunci) blízkým planetám trvá pak daleko déle, než se jim podaří vytvořit pevný povrch ze ztuhlého magmatu. 

Podle toho, jak rychle umí vytvořit pevný povrch, se dělí planety na dvě pomyslné kategorie. Venuše bývá označována jako planeta typu II. Její magmatický oceán existoval ještě 100 miliónů let po jejím vzniku. I když na Venuši později komety přinesly zhruba 30 % dnešních pozemských vodních zásob, znemožnil její horký povrch, aby na něm zkondenzovaly vodní páry, tak jako tomu bylo u daleko chladnější Země. Vodní molekuly v atmosféře Venuše měly dostatečné množství času k tomu, aby se rozložily kosmickým zářením na kyslík a vodík. Lehký vodík pak unikl do kosmu. Planeta díky tomuto jevu „vyschla“. Jen malá část kometární vody reagovala s atmosférickým oxidem siřičitým a vytvořila oblaka kyseliny sírové, které dnes nacházíme ve Venušině atmosféře.

Na Zemi, která patří k planetám typu I, se naopak lehce vytvořil pevný povrch, voda v atmosféře mohla kondenzovat a utvořila tak první oceány, důležité pro vznik a vývoj života.

Povrch a vulkanismus

20 % povrchu je tvořeno plošinami, 10 % pohořími a 70 % pahorky. Nacházíme na něm větší množství kráterů, vzniklých kolizí s vemírnými tělesy. Zajímavé je, že téměř chybí menší krátery, kterými je doslova posetý jak Měsíc tak Merkur. Pokud se nějaké menší krátery najdou, jsou podobné hroznům, které se navzájem překrývají. Na vině bude nejspíše hustá atmosféra planety. Menší meteority v ní shoří a větší se rozpadnou. Na povrch pak dopadne hrst menších úlomků, které jsou zodopovědné za zvlášní tvar Venušiných kráterů. 

Zatímco krátery na Merkuru jsou staré několik miliard let, je povrch Venuše kupodivu relativně mladý. Před 500 – 800 milióny let byl celý přetaven při procesu, kterému se říká anglicky „resurfacing“. Téměř všechny starší geologické struktury planety přitom zmizely nebo byly zaplaveny tekutým magmatem.

I dnes nacházejí vědci na povrchu Venuše stopy aktivního vulkanismu. Objevili oblasti, které se rychle nahřívají na teplotu přes 830 °C a poté zase rychle vychládají. Další důkaz vulkanismu našli v atmosféře planety. Je jím stoupající a klesající podíl oxidu siřičitého. Ve výšce 70 km nad povrchem Venuše jeho koncentrace silně kolísá. Dostává se tam díky horkým plynům, které stoupají z aktivních vulkánů a dostávají se až do vyšších atmosférických vrstev. Tento plyn se rychle rozkládá působením kosmického záření, takže je jeho lokální a časově omezený výskyt neklamným znakem aktuálně  probíhající vulkanické aktivity.

Obrázek: Venušin povrch. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Maat_Mons_on_Venus.jpg?uselang=de

Čím se Venuše od Země liší nejvíce? Její atmosféra je podobná spíše pozemskému oceánu. Je hustá a těžká. Tlak na povrchu planety je 90x vyšší než na Zemi. Přesto se na něm podařilo přistát několika sondám. 

Naši vesmírní sousedé - Merkur

Z celé rodiny planet je nejmenší a nejzáhadnější. Teleskopem se pozoruje špatně a sondy se k ní nedostávají zrovna lehce. Její nově objevené vlastnosti překvapily vědce i laickou veřejnost. 

Obrázek: Srovnání velikosti Merkuru a Země. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Mercury_Earth_Comparison.png?uselang=de

Merkur byl ještě donedávna nejméně prozkoumanou planetou naší soustavy. Může za to jeho poloha.   Je příliš blízko ke Slunci, proto je jen těžko pozorovatelný pozemskými teleskopy. Citlivé přístroje by poškodilo záření blízké hvězdy, ty méně citlivé zase nezachytí moc detailů. Pouhým okem je vidět jen asi hodinu večer nebo časně ráno před východem Slunce. Čtyřikrát ročně je relativně blízko k Zemi, takže se v teleskopu dají pozorovat i detaily na jeho povrchu.

Ani přímé pozorování pomocí satelitní sondy není vůbec jednoduché. Zatímco ostatní blízké planety (Venuši a Mars) navštěvují sondy celkem pravidelně, k Merkuru se zatím podařilo navést pouze dvě. Planetu zběžně zkoumala sonda Mariner 10, která kolem něj třikrát prolétla v sedmdesátých letech. Teprve nedávno, v roce 2004, k němu odstartovala sonda, Messenger,  která po složitých manévrech o několik let později zakotvila na jeho oběžné dráze. Přinesla mnohá překvapení, se kterými nejspíš nikdo nepočítal.

Obrázek: Povrch Merkuru. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Mercury_in_color_-_Prockter07-edit1.jpg?uselang=de#file

Merkur má průměr zhruba 4880 kilometrů, je tedy menší než Jupiterovy a Saturnovy měsíce Ganymed a Titan. Pro srovnání – náš Měsíc má průměr 3476 kilometrů, je tedy jen o něco menší. Merkur je Slunci nejbližší planetou. Obíhá jej ve vzdálenosti  58 miliónů kilometrů, což je zhruba jen třetina vzdálenosti Země-Slunce. Maximální denní teplota na povrchu Merkuru dosahuje pekelných 430 °C. V noci klesá až na -170 °C. I zde drží rekord – je planetou s největším kolísáním teploty během  noci a dne.

Merkurova pozice ve Sluneční soustavě

Merkur je nejbližší pevnou planetou, která obíhá Slunce. Jak je tomu ale u jiných planetárních systémů? Mají také tak blízké kamenné planety?

Vědci, zkoumali data, která nám obstaral teleskop Keppler. Ten zkoumá planety, obíhající cizí hvězdy. Našli u nich dokonce ještě daleko bližší objekty. Skoro polovina systémů vlastní kamennou planetu velkou jako Země, která se nachází uvnitř oběžné dráhy Merkuru. Proč je tedy nejbližší okolí našeho Slunce relativně prázdné?

Je celkem pravděpodobné, že se původně uvnitř dráhy Merkuru vytvořily tři nebo čtyři větší kamenné planety. Neměly ale stabilní oběžné dráhy. Časem se začaly křížit, což vedlo ke vzájemným kolizím. Z celkového chaosu ve vnitřní systému vyšel relativně bez úhony jen Merkur se svou, dnes velice zvláštní, oběžnou dráhou.

Excentrická oběžná dráha Merkuru

 Obrázek: Oběžná dráha Merkuru se každým oběhem stáčí. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Perihelion_precession.svg

Merkurova dráha  (s hodnotou excentricity 0,2056) nás nechá tušit, že jeho minulost nebyla zrovna ideální a klidná. Po svém vzniku prošel nejspíše řadou kolizí, které změnily jak jeho oběžnou dráhu, tak jeho rotaci.

Dnešní Merkur obíhá Slunce po eliptické dráze. Ta se ale navíc s každým oběhem stáčí – takže připomíná spíše rosetu. Jeden oběh trvá 88 pozemských dní.

Planeta se pohybuje po své oběžné dráze v tzv. 3/2 spin-orbitální rezonanci. Znamená to, že během doby, ve které dvakrát oběhne Slunce, se stihne třikrát otočit kolem své vlastní osy.

I za tento exotický stav je nejspíše zodpovědná kolize v dávné minulosti. Vědci, kteří se problémem zabývají (Wieczorek a kolektiv), předpokládají, že původně zaujal Merkur stejnou rotaci, jakou má náš Měsíc vůči Zemi. Měl tehdy oběhnout Slunce ve stejné době, ve které se otočí kolem své osy. Tato rovnováha byla porušena kolizí s větším asteroidem. Planeta se pak zafixovala v jiném, blízkem a stabilním rotačním poměru. Na katastrofu, která vedla ke změně rotace by měla zůstat památka v podobě kráteru, velkého přes 1000 km. Takových kráterů je na Merkuru skutečně hned čtrnáct.

Vědci se nyní snaží analyzovat údaje o množství a rozložení merkurových kráterů, které před nedávnem dodala sonda Messenger. Pokud planeta prožila část své existence ve vázané rotaci se Sluncem,   mělo by se to odrazit na jejím povrchu. Ta část, která byla delší dobu Slunci přikloněná, by měla mít méně kráterů, byla svou polohou před kolizemi s asteroidy chráněna. 

Roční období na Merkuru

Na Zemi se o střídání ročních období stará sklon zemské osy. Podle toho, jaká polokoule je právě přikloněná ke Slunci, dostávají různé části zemského povrchu různé množství sluneční energie. Tam, kde je příjem energie nejvyšší, panuje léto. Na opačné polokouli je zima.

Rotační osa Merkuru je téměř kolmá na rovinu jeho oběhu kolem Slunce. Jeho osa tedy nemá žádný sklon, tak jak je tomu u zemské osy. Přesto na Merkuru panují roční období. Vznikají ale jiným způsobem, než je tomu na Zemi.

Vysoká excentricita Merkurovy oběžné dráhy způsobuje, že v bodě, kdy je Slunci nejblíže (perihelu) dostává 2,3x více energie než v nejvzdálenějším bodě své dráhy (apogeu). U Země je tento rozdíl daleko menší, činí jen 7%.

Merkurova atmosféra

Podobně jako Měsíc, nemá Merkur žádnou znatelnou atmosféru. Velice řídká směs plynů, kterou bychom mohli s trochou fantazie za atmosféru prohlásit, se skládá z 22% z atomů vodíku a 6% atomů helia. Tato část „atmosféry“ pochází ze Slunce a jeho slunečního  větru. Podobně jako u Měsíce, se dá i na Merkuru pozorovat kyslík (42%), sodík (29%) a draslík (0,5%). Tyto prvky pocházejí z regolitu, materiálu, který Merkur pokrývá. Z jeho horniny jsou „frézovány“ slunečním větrem, který je v této malé vzdálenosti od Slunce ještě velice intenzivní.

Vnitřní struktura Merkuru

https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Datei:Merkur_schnitt.png&filetimestamp=20050701115421&

Velkým překvapením byl fakt, že Merkur má neobyčejně vysokou hustotu. Obsahuje tedy pravděpodobně daleko více kovu, než by planetě jeho velikosti příslušelo.

Jistě si vzpomenete, jakým způsobem se vysvětluje neúměrně velké jádro Země. Naše planeta získala své mohutné železná jádro kolizí s planetkou Theia, při které jádra obou objektů splynula do jednoho.

Merkur přišel ke svému příliš velkému jádru podobně - kolizí s jinou protoplanetou v dobách, kdy Sluneční soustava teprve vznikala. Bylo to těleso, které mělo nejspíš 2x – 4x větší hmotnost než on sám. Při srážce se musela na oběžnou dráhu vymrštit část jeho hmoty podobně, jako se tomu stalo při srážce mladé Země s protoplanetou Theia. V případě Země se z části materiálu na oběžné dráze zformoval Měsíc. U Merkuru se to nepodařilo. Může za to jeho blízkost ke Slunci a relativně intenzivní sluneční vítr. Malé částice hmoty jím byly fragmentovány a rozprášeny do sluneční soustavy.

Srážka s protoplanetou nebyla čelní, byla spíše jen bočním pošťouchnutím. Přesto přišel Merkur při kolizi o značnou část svého kamenného pláště.  Část jeho hmoty se mimochodem dostala i na Zemi. Odhadem zde skončilo 16 miliard miliónů tun materiálu, který původně tvořil Merkur. Proto je dnes je Merkur z 85 % tvořen pouze kovovým jádrem. Kolem něj se nachází vrstva sulfidů železa, tedy sloučenin síry, jak potvrdila měření gravitačního pole Merkuru sondou Messenger.

Messenger – komplikovaná cesta, úžasné objevy

 Obrázek: Sonda Messenger, kroužící kolem Merkuru. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:MESSENGER_-_spacecraft_at_mercury_-_atmercury_lg.jpg

Jedinou sondou, která v minulém století zkoumala Merkur, byla Mariner 10. V sedmdesátých letech absolvovala tři průlety kolem planety, provedla několik měření a snímkovala její povrch.

Poslat sondu k Merkuru totiž není vůbec jednoduché. Na to, aby mohla opustit zemskou přitažlivost, potřebuje vysokou rychlost. Při své další dráze k planetě je pak navíc urychlována přitažlivostí Slunce. Na to, aby mohla sonda u svého cíle zabrzdit, je pak potřeba velké množství paliva. Aby toto dodatečné palivo opustilo zemskou přitažlivost je zapotřebí zase další palivo. Celý projekt se tím stává příliš ekonomicky náročný a těžce proveditelný.

Kvůli cestě k Merkuru museli vědci nalézt jinou možnost, jak problém vyřešit. Použili tzv. „swing-by“ manévr. Sonda při něm využívá ke svému urychlení nebo zpomalení gravitační pole objektů (planet), kolem kterých prolétá.

V roce 2004 se věda konečně dočkala: k Merkuru měla vyrazit nová sonda, pojmenovaná „Messenger“. Bylo naplánováno, že na rozdíl od Marineru 10 zaujme místo na oběžné dráze planety a bude ji důkladně kartografovat a zkoumat.

Po několika odkladech se start uskutečnil v srpnu 2004. Sonda musela překonat osm miliard kilometrů, než zakotvila v cíli - na oběžné dráze Merkuru. Absolvovala swing-by manévry kolem Země (2005), Venuše (2006 a 2007) i Merkuru samotného (v roce 2008, 2008 a 2009). Už při swing-by u Merkuru v roce 2008 sonda fotografovala tu část povrchu planety, kterou nemohla v sedmdesátých letech zachytit sonda Mariner 10.

 Obrázek: složitá dráha sondy Messenger. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:MESSENGER_trajectory_cs.svg

V roce 2011 Messenger konečně zaujal své místo na oběžné dráze Merkuru. Kroužil kolem něj po excentrické oběžné dráze, ve výšce 200 – 15000 km až do letošního roku. Zkoumal povrch planety, její složení a magnetické pole. V roce 2012 objevil, že se v oblasti pólů nachází volně ležící ledová pole.

Led na ohnivé planetě

I když se povrch Merkuru podobá rozžhavenému peklu, které čas od času zamrzá, předpokládali vědci už delší dobu, že by se na jeho povrchu mohla uchovávat zmrzlá voda. Mohla by existovat v polárních oblastech, kam (díky prakticky neexistujícímu sklonu rotační osy planety) nikdy nedopadnou sluneční paprsky. Messenger vytvořil teplotní mapu Merkuru a toto podezření potvrdil.

 Obrázek: Zásoby ledu na Merkuru. V oblasti kolem pólů, kam se nikdy nedostane sluneční svit, se koncentruje zmrzlá voda.

Led se dostal na Merkur stejným způsobem, jakým obdržela Země naprostou většinu svých vodních zásob. Zmrzlou kapalinu přinesly komety z vnější části slunečního systému dlouhé poté, co planeta vychladla natolik, aby se na ní vytvřil pevný povrch.

Tloušťka ledu by na Merkuru mohla dosahovat několik desítek centimetrů. Na povrchu je led znečištění organickými látkami, které se na planetu dostaly stejnou cestou, jako zamrzlá voda – v kometách.

Mapa Merkuru

Obrázek: Mapa Merkuru v nepravých barvách. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Mercury_map_by_MESSENGER_global_mosaic_enhancedcolor_over_completebasemap.png

Díky sondě Messenger se poprvé podařilo detailně zmapoval Merkurův povrch. Z tisíců snímků sestavili vědci dokonce 3D mapu planety.

Poslední manévr absolvovala sonda v dubnu 2015. Vyčerpala tím poslední zbytky paliva. 30. dubna se roztříštila o povrchu planety. Zanechala po sobě 16-metrový kráter.

Četli jste pozorně? Malá hádanka:

Merkur má zvláštní rotaci. Obíhá Slunce po značně eliptické dráze a navíc rotuje v 2/3 poměru, takže na některých místech planety Slunce vychází a zapadá i dvakrát za merkurovský "den". Kolikrát za rok je na Merkuru jaro? 

Mezi ohněm a ledem – nejdůležitější hranice ve Sluneční soustavě

Je to hranice, která ve sluneční soustavě obrazně dělí oheň od ledu, asteroidy od komet a malé planety od velkých. 

Položili jste si někdy otázku, proč se v blízkosti Slunce vytvořily jen malé planety, složené z kamenné hmoty, zatímco ve větších vzdálenostech existují jen planetární obři, kteří z velké části vznikly z kondenzovaného plynu?

 Obrázek: Složení Sluneční soustavy. Slunce a jeho planety. Zdroj: https://pixabay.com/de/sonnensystem-planeten¬planetensystem¬11111/

Odpověď je celkem jednoduchá. V protoplanetárním disku, obíhajícím čerstvě vzniklou hvězdu, totiž nejsou podmínky pro vznik planet všude stejné.

V centru planetární soustavy je relativně teplo. Plyn se tu vyskytoval jen do té doby, než se zažehla zdejší hvězda. Díky jejímu větru (částicím, které dané Slunce produkuje a vysílá do okolí), kondenzovaný plyn sublimuje, velké částice se rozpouštějí a malé jsou slunečním větrem odnášeny do vnějších částí soustavy. 

Čím je vzdálenost od centra soustavy vyšší, tím nižší teplota v dané oblasti panuje. Chladná část budoucí planetární soustavy je v porovnání s teplou, vnitřní částí obohacena plynem.

Obě části dělí, tzv. „sněhová čára“. 

Má vliv hlavně na formující se planety. Ty, které vzniknou blízko za sněžnou hranicí, mají k dispozici daleko více materiálu než ty, které vznikají blíže nebo dále od centrální hvězdy. Za sněžnou hranicí proto nacházíme typicky největší plynové planety systému. Před touto hranicí postačí množství materiálu jen k tvorbě malých, kamenných planet. V našem Slunečním systému to byly Merkur, Venuše, Země a Mars. Za sněžnou čarou se zformovaiy obři Jupiter, Saturn, Uran a Neptun.

Sněžná hranice také vysvětluje rozdíly mezi menšími zástupci pevných těles sluneční soustavy – asteroidy a kometami. Oba druhy vznikaly ve stejnou dobu stejným způsobem. Zatímco se asteroidy formovaly na teplejší straně sněžné čáry, takže obsahují relativně málo zamrzlého plynu, pocházejí komety z chladnější části systému. Nacházíme v nich velké množství kondenzovaných plynů a ledu.

Když se Slunci blíží asteroid, nepozorujeme u něj žádné zvláštní chování. U komet je tomu jinak. Jejich hmota začíná tát. Uniká pak do okolí a bere s sebou i prach, který se v kometární hmotě nacházel. Oba materiály pak vytváří dlouhý a efektní ohon.

Konkrétní hranice mezi „ohněm a ledem“ ve Sluneční soustavě

Ve Sluneční soustavě se sněžná čára nachází mezi oběžnými drahami Marsu a Jupiteru. Shodou okolností se v těchto místech nachází tzv. pás asteroidů.

Aktuálně ho zkoumá sonda Dawn, vypuštěná v září 2007 z Cape Canaveral. V roce 2009 prolétla kolem Marsu, aby při swing-by manévru získala vyšší rychlost, která jí dovolila dosáhnout pásu asteroidů. 2011 se sonda přiblížila asteroidu Vesta a přešla na jeho oběžnou dráhu. Více než rok zkoumala, fotografovala a kartografovala tento kamenný objekt. Poté se vydala na další cestu směrem k asteroidu Ceres, který leží na opačné straně sněžné hranice. Svůj cíl dosáhla na jaře letošního roku. Nyní se nachází ve fázi postupného přibližování k povrchu asteroidu. Pořizuje jeho snímky. Momentálně je ve výšce jen několika set kilometrů. Až do června 2016 by jí měly vydržet zásoby hydrazinového paliva,  díky jimž může měnit svou polohu. Po jejich vyčerpání už nebude moci opustit svou oběžnou dráhu kolem Ceres. Promění se v jeho družici. Vydrží na ní pravděpodobně několik dalších set let, než se zřítí na povrch asteroidu, který kdysi zkoumala.

Existuje sněžná hranice i v jiných hvězdných systémech?

Vědci objevili sněžnou hranici i v cizích hvězdných planetárních soustavách.  Nový teleskop ALMA pořídil zajímavé fotografie – a teleskopy, které jsou právě ve fázi výstavby, slibují ještě daleko lepší snímky.

ALMA se nachází v Chile, na náhorní planině Paranal. Pozoruje nebe v pásmu milimetrových a submilimetrových vln, tedy o něco delších, než je viditelné světlo a infračervené záření. Tato část spektra odpovídá vyzařování prachových částic ve tvořících se planetárních soustavách, „nahřátých“ zářením své mladé centrální hvězdy. Způsob, jakým prachové částice přijaté záření znovu vyzařují do svého okolí, je závislý právě na jejich velikosti. Malé částice mají relativně velký spektrální index, velké částice naopak malý.

V oblasti sněhové hranice vznikají obzvláště velké částice, když se spojují částečky prachu s plynem, který byl vytlačen zářením z vnitřních částí soustavy a který zde poprvé nachází možnost existence v pevném skupenství.

V blízkosti hvězdy jsou částice prachu naopak spíše menší, díky vyšším rychlostem a vyšší koncentraci mají tendenci se rozmělňovat při vzájemných kolizích.

Ve vzdálenějších oblastech soustavy jsou částice zase poněkud menší, jejich koncentrace zde není tak vysoká a jejich rychlost je spíše menší, takže je i menší pravděpodobnost, že se spojí do většího objektu.

 Obrázek: Schematické znázornění zastoupení plynu a prachu ve Sluneční soustavě. V oblasti blízké Slunci převládá fragmentace částeček prachu. V oblasti sněžné hranice je to naopak koagulace částic plynu a prachu. Ve vzdálených částech soustavy je koncentrace plynu i prachu už příliš malá na to, aby se z nich vytvořily větší planety.

Pozorováním spektrálního indexu je proto možné přímo identifikovat sněžnou hranici i ve vzdálených, cizích slunečních soustavách.

Mezinárodní tým vědců, vedený A. Banzatti, zkoumal v počítačových simulacích, jak se chovají různé směsi plynu a prachu v průběhu delších časových pásem. Jak se mění jejich vlastnosti a jak odrážejí světlo své centrální hvězdy? Simulace ukázaly, že změny jsou takového charakteru, že mohou být rozhodně registrovány našimi teleskopy. Na nedávno zveřejněném snímku, pořízeném teleskopem ALMA skutečně vidíme několik temných předělů, které se vysvětlují různými sněhovými hranicemi. Každý druh plynu a jeho ledu může totiž vytvořit svou vlastní hranici.

Vědci právě sbírají další údaje, aby mohli výsledky simulací dále prověřit a potvrdit.

Obrázek: soustava, která se tvoří kolem hvězdy HL Tauri. Zdroj:: https://www.eso.org/public/czechrepublic/images/eso1436b/

Četli jste pozorně? Malá hádanka:

Podle čeho lze rozeznat, jestli se u objektu, pozorovaného teleskopem, jedná o asteroid nebo o kometu?

Sluneční vítr - úklidová četa Slunečního systému

Každou vteřinou ztrácí Slunce díky tzv. "slunečnímu větru" milión tun částic. Zdá se, že je to hodně. Vzhledem ke stáří,  jakého se Slunce dožije, ale vyzáří během svého života slunečním větrem jen 1/100 000 své hmoty.

Slunce posílá rychlostí až 3 milióny kilometrů za hodinu do svého okolí vysoce energetickou plasmu. Skládá se z elektronů,  protonů a heliových jader, „horkých“ až milión stupňů. Z oblastí kolem pólů Slunce pochází tzv. „rychlý“ sluneční vítr (900 km/s), z ostatních oblastí tzv. „pomalý“ vítr, s rychlostí kolem 400 km/s.

Heliosféra

Proud těchto částic v minulosti postupně vyčistil sluneční systém od původní mezihvězdné hmoty. Dnes se v systému nachází (kromě větších těles, která vznikla v dávných dobách) už jen hmota, vyvržená Sluncem. Naše centrální hvězda tak kolem sebe vytvořila víceméně prázdnou bublinu, které říkáme heliosféra a která sahá do vzdálenosti 100 – 150 astronomických jednotek.

 Obrázek: Schema Sluneční soustavy - heliosféra, terminační vlna, heliopauza. Zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4f/Voyager_1_entering_heliosheath_region.jpg?uselang=de

AU - Astronomická jednotka

Vzhledem k obrovským rozměrům Slunečního systému se vzdálenosti často neudávají v kilometrech, ale v jednotkách, které jsou daleko vyšší. Často se používá tzv. Astronomická jednotka (AU). Je to vzdálenost mezi Sluncem a Zemí, zhruba – 150 000 000 km. Pokud je těleso vzdáleno 100 AU, je tedy od Slunce 100x vzdálenější, než Země.

Terminační vlna

Na hranici Sluneční soustavy naráží sluneční vítr na mezihvězdnou hmotu. Tím se rychle letící částice brzdí – z původních zhruba 350 km/s na 130 km/s. Jejich energie přispívá k nahřívání částic, na které vítr narazil i k jejich urychlení. Této oblasti vědci říkají "terminační vlna".

Terminační vlna není stabilním předělem. Je dynamická a podobá se spíše příboji. Sondy Voyager, které se dostaly až na kraj Sluneční soustavy, objevily terminační vlnu ve vzdálenosti 94 a 84 AU. Jedna ze sond (Voyager 2) dokonce prošla terminační vlnou během svého letu hned několikrát.

Heliosheath

Další vrstvě, která se nachází na samé hranici Slunečního systému, se anglicky říká heliosheath. Pozorujeme v ní nárůst teploty a hustoty hmoty. Částice slunečního větru se mísí s mezihvězdnou hmotou, která sem částečně proniká z vnějšku Slunečního systému. Tvoří turbulence a víry. Tato vrstva není symetrická. Ve směru pohybu Slunce prostorem je silná zhruba 10 AU, v opačném směru až 100 AU. Vytváří se zde efekt ne nepodobný ohonu komet, které se dostaly blízko ke Slunci.

Heliopauza

Za samotnou hranici Slunečního systému se dá považovat tzv. heliopauza. Částice, vyvržené Sluncem se tu mísí s mezihvězdnou hmotou. Nepozorujeme zde už žádné další cílené proudy slunečního větru.

Sluneční vítr a jeho vliv na Zemi

Jedna ze součástí slunečního větru, který naráží na povrch Měsíce, se podílí na vzniku tamní vody.  Z měsíčního prachu (regolitu) a protonů, vyslaných Sluncem se tvoří předstupně a poté i molekuly H2O. Výrony hmoty,  tzv. sluneční protuberance pro změnu povrch Měsíce „frézují“. Jejich působením ztrácí náš Měsíc až 100 tun hmoty za den. Oba jevy umožňuje stejný jev – Měsíc nemá podobnou ochranu proti slunečnímu větru, jakou vlastní Země. Bez ní by byl život na Zemi jistě jen krátkou epizodou.

Povrch Země chrání před slunečním větrem její magnetické pole. Zachytává částice záření a odklání je, nebo je koncentruje v tzv. Van-Allenových pásech. Sluneční protuberance, které vysílají do okolí Slunce proudy ionizované hmoty, mohou pozemské magnetické pole sice „ohnout“, ale neumí ho zničit. Na Slunci přilehlé straně se formuje „příbojová vlna“, na odlehlé straně se magnetické pole formuje do protáhlého tvaru. (viz obrázek dole).

Obrázek: Vliv Slunce na magnetické pole Země. Zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f3/Magnetosphere_rendition.jpg?uselang=de

Polární záře

Intenzita slunečního větru je závislá na sluneční aktivitě, konkrétně na stavu magnetického pole Slunce.

Na Slunci vznikají díky kolísání magnetického pole tzv. sluneční skvrny. Tyto skvrny pak přispívají k tvorbě výronů hmoty – protuberancí. Mrak částic slunečního větru tvořený protony, elektrony a alfa částicemi se pohybuje sluneční soustavou, dokud se na své cestě nesetká s magnetickým polem Země. To ho z větší části odkloní dál do vesmíru, ale část ho zachytí a stáčí po spirálách směrem k magnetickým pólům Země. Tam sluneční vítr interaguje s atmosférou a tvoří světelný úkaz, kterému říkáme lidově polární záře.

Vliv slunečního větru na komety

Sluneční vítr se podílí také na jednom z nejkrásnějších jevů, jaké pozorujeme na noční obloze. Čas od času navštíví vnitřní Sluneční soustavu a tím i naši Zemi, vzácná návštěva z poměrně chladných vnějších oblastí. Objekt,  který se přiblíží Slunci blíže, než je dráha Jupitera, začne díky slunečnímu záření ztrácet svou hmotu. Kondenzovaná voda nebo plyn se začnou vypařovat a spolu s uvolněným prachem vytváří dlouhý kometární ohon.

Nemíří, jak by se mohlo možná zdát, proti směru pohybu komety. Právě díky slunečnímu větru míří kometární ohon vždy směrem  od Slunce a následuje tím směr, kterým se ubírá sluneční vítr. Tento jev je dobře viditelný také proto, že podobný kometární ohon může být až několik miliónů kilometrů dlouhý.

Naše Slunce – jeden z trpaslíků

Slunce patří do rodiny hvězdných trpaslíků. Je naší nejbližší hvězdou a zároveň tou, která je nejlépe prozkoumaná. Je jednou z průměrných hvězd, jakých existují ve vesmíru miliardy. Jak to vypadá uvnitř Slunce? 

Několik čísel

Je s odstupem tím největším objektem ve Sluneční soustavě. Jeho průměr činí 1 400 000 km, hmotností převyšuje Zemi zhruba 333 000 krát. V jeho centru probíhá termonukleární reakce, ve které se během jedné vteřiny spálí 564 miliónů tun vodíku na helium. Teplota zde dosahuje 15 miliónů Kelvina, zatímco tlak je pro nás téměř nepředstavitelný: 220 miliónů atmosfér. Během každé vteřiny se v něm přemění 4 milióny tun hmoty na energii.

Země od něj dostává ročně 750 biliónů kilowatthodin sluneční energie. Pro srovnání – je to 8000x více, než za stejnou dobu spotřebuje celá naše civilizace.

 Diferenciální rotace

Některé jeho vlastnosti se dají vysvětlit specifickou rotací Slunce. Rovníková zóna rotuje daleko rychleji než polární. Příčinou této specifické rotace je nejspíše konvekce (přenos hmoty) v podpovrchové oblasti Slunce.

Slunce rotuje ve stejném směru jako Země při svém oběhu kolem něj, stejně jako většina planet. Je to logické – všechny objekty ve Sluneční soustavě vznikly ze stejného prachoplynného disku. Dnešní výjimky ve směru rotace různých menších objektů jsou způsobeny srážkami v někdejším mladém systému.

Obrázek: struktura Slunce. Zdroj: s laskavým dovolením NASA [Public domain or Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:469368main_sun_layers_unlabeled_full.jpg

Jádro

Pokud bychom mohli Slunce rozříznout a nahlédnout do jeho nitra, ukázalo by se, že se skládá z několika zón. V jeho jádru se nachází oblast,  ve které probíhá fúze vodíku na helium. Je zhruba 28 000 km velká. Panuje v ní teplota kolem 14 600 000 Kelvinů. Právě v ní vzniká gama-záření a neutrina, které následovně putují k povrchu hvězdy.

Vrstva v zářivé rovnováze

Transport energie, vzniklé  v centru Slunce, se může realizovat dvěma různými způsoby: zářením a konvekcí. Významná část transportu se děje pomocí záření. Odpovídající oblast bychom našli ve vrstvě silné 530 000 kilometrů. Hraničí se slunečním jádrem a zabírá zhruba ¾ slunečního poloměru. Teplota v ní postupně klesá až k 1 300 000 stupňům Kelvinů.

Gama-fotony se v této vrstvě srážejí s elektrony místní hmoty a jsou jimi absorbovány. Elektrony tím získají vysokou energii, kterou následně vyzáří formou nového fotonu. Vzhledem k tomu, že mezitím část energie spotřebovaly, zvyšuje se postupně vlnová délka fotonů. Původní gama-kvanta pokračují ve své cestě směrem k povrchu Slunce jako rentgenové záření. Už jen cesta ven z jádra Slunce trvala  fotonům zhruba 26 000 let. V této vrstvě stráví většinu následujících desítek miliónů let.

Konvektivní zóna

Další zóna umožňuje přenos energie pomocí konvekce (proudění hmoty). Dosahuje do vzdálenosti 680 000 kilometrů od centra hvězdy. Teplota v ní dosahuje už „jen“ 100 000 Kelvinů. Fotony jsou zde absorbovány existujícími ionty a mění se neustálým vyzařováním a dalším pohlcováním na ultrafialová kvanta. Konvekční zóna obsahuje jen asi 2 % hmoty Slunce. Naprostá většina jeho hmoty se totiž nachází v jeho vnitřních částech (90%).

Fotosféra

Ve fotosféře, 400 km silné oblasti, ve které se vlnová délka původního záření změnila natolik, že je viditelné pro naše oči, se teplota snižuje na 9000 Kelvinů. Cesta fotonů z jádra sem trvala 10 000 000 let. Neutrina, která společně s nimi vznikala při termonukleární fúzi, s ostatní hmotou téměř nereagují. Dostihují naši Zemi už po osmi minutách. Každý čtvereční centimetr povrchu Země prolétne za vteřinu 70 000 000 slunečních neutrin. Díky těmto zajímavých, netečným částicím, se vědcům daří porovnat jadernou fúzi v dobách před 10 000 000 let a dnes. O stavu slunečního reaktoru v jeho minulosti k nám nesou informace fotony. O jeho stavu aktuálním pak neutrina. Výsledek měření je uklidňující - na termojaderné fúzi se v posledních milionech let nic nemění, je stabilní. 

Nejmarkantnějším znakem sluneční atmosféry je její granulace. Jednotlivé oblasti, s velikostí kolem 1000 km se pohybují rychlostí několika metrů za vteřinu. Horké „granule“ stoupají z konvekční zóny na povrch, tam se ochlazují a po několika minutách zase klesají zpátky.

Na samém slunečním okraji vládne teplota už jen 4300 stupňů Kelvina. Záření, které dosáhlo tohoto bodu, je už natolik pozměněno (termalizováno) neustálými srážkami s částicemi, pohlcováním a znovuvyzařováním, že opouští hvězdu ve viditelné části spektra.

Chronosféra

V chromosféře, další části sluneční atmosféry, se teplota znovu zvyšuje. 704 000 km od středu hvězdy už dosahuje 300 000 Kelvina. Chromosféra se dá nejlépe pozorovat během slunečního zatmění. Pozorovatele jistě uchvátí zajímavou hrou protuberancí a výronů hmoty. Mohou dosáhnout až výšky 100 000 km. Způsobují je změny v magnetickém poli Slunce.

Ve sluneční koróně, zářícím obalu hvězdy, dosahuje teplota 1 000 000 stupňů.

Obrázek: Přenos energie ve Slunci. Zdroj: Ascánder at Spanish Wikibooks [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, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Inside_the_sun.PNG

K tomu, aby byla hvězda stabilní, v ní musí existovat vnitřní rovnováha mezi vlastní gravitací a tlakem záření, které ve hvězdě vzniká. V opačném případě by musela explodovat nebo se zhroutit. V této rovnováze se nachází i naše Slunce.

Od doby svého vzniku spotřebovalo Slunce zhruba polovinu svého vodíkového paliva. Má tedy před sebou ještě 4 miliardy let klidného vývoje. Poté kvůli nedostatku paliva jeho termojaderná fúze částečně ustane. To donutí Slunce ke kolapsu své vnitřní části. Smrštění bude mít za následek další zvýšení vnitřní teploty a zážeh dalšího druhu jaderné fúze, ve které tentokrát bude spalovat „popel“ dřívější termonukleární fúze – helium.

Toto zvýšení teploty bude  mít ale pro naši planetu dalekosáhlé následky. Donutí expandovat vnější obaly Slunce. Jeho povrch dosáhne pravděpodobně až mezi dráhu Venuše a Země. Slunce se stane rudým obrem a pohltí většinu svých vnitřních, kamenných planet. Tímto definitivně zanikne Merkur, Venuse a nejspíše i naše Země.

Četli jste pozorně? Malá hádanka.

Slunce je obří plynovou koulí. Je tedy teoreticky možné (za předpokladu, že máme ochranu před vysokou teplotou a zářením, které v něm panují) Sluncem proletět.

Co bychom viděli, kdybychom sedli do hypotetické rakety a ponořili se do Slunce?