Venuše (planeta)
Ultrafialový obrázek Venušiných mraků jak jej viděla sonda Pioneer Venus Orbiter (26. února 1979). Ve viditelném světle má Venuše jen nevýrazné rysy. |
|
| Elementy dráhy (Ekvinokcium J2000,0) |
|
|---|---|
| Velká poloosa | 108 208 926 km 0,723 331 99 AU |
| Obvod oběžné dráhy | 6,8×1011 km 4,545 AU |
| Výstřednost | 0,006 773 23 |
| Perihel | 107 476 002 km 0,718 432 70 AU |
| Afel | 108 941 849 km 0,728 231 28 AU |
| Perioda (oběžná doba) | 224,700 96 d (0,615 197 7 a) |
| Synodická perioda | 583,92 d |
| Orbitální rychlost - maximální - průměrná - minimální |
35,259 km/s 35,020 km/s 34,784 km/s |
| Sklon dráhy - k ekliptice - ke slunečnímu rovníku |
3,394 71° 3,86° |
| Délka vzestupného uzlu | 76,680 69° |
| Argument šířky perihelu | 54,852 29° |
| Počet přirozených satelitů |
0 |
| Fyzikální charakteristiky | |
| Rovníkový průměr | 12 103,7 km (0,948 Zemí) |
| Polární průměr | 12 103,7 km (0,948 Zemí) |
| Zploštění | 0 |
| Povrch | 4,60×108 km2 (0,902 Zemí) |
| Objem | 9,28×1011 km3 (0,857 Zemí) |
| Hmotnost | 4,868 5×1024 kg (0,815 Zemí) |
| Průměrná hustota | 5,204 g/cm3 |
| Gravitace na rovníku | 8,87 m/s2 (0,904 G) |
| Úniková rychlost | 10,36 km/s |
| Perioda rotace | 243,0185 d |
| Rychlost rotace | 6,52 km/h (na rovníku) |
| Sklon rotační osy | 2,64° |
| Rektascenze severního pólu |
272,76° (18 h 11 min 2 s) |
| Deklinace | 67,16° |
| Albedo | 0,65 |
| Povrchová teplota - min - průměr - max |
228[p 1] K 737 K 773 K |
| Charakteristiky atmosféry | |
| Atmosférický tlak | 9321,8 kPa |
| Oxid uhličitý | ~96,5 % |
| Dusík | ~3 % |
| Oxid siřičitý | 0,015 % |
| Oxid uhelnatý | 0,007 % |
| Argon | 0,007 % |
| Vodní páry | 0,002 % |
| Hélium | 0,0012 % |
| Neon | 0,0007 % |
| Karbonylsulfid Chlorovodík Fluorovodík |
stopová množství
|
Venuše je zcela zakryta vrstvou husté oblačnosti, která nedovoluje spatřit její povrch v oblasti viditelného světla. To vyvolalo velkou řadu spekulací o jejím povrchu, přetrvávajících až do 20. století, kdy byl její povrch prozkoumán pomocí přistávacích modulů a radarového mapování povrchu. Venuše má nejhustší atmosféru ze všech terestrických planet, která je tvořena převážně z oxidu uhličitého. Pro absenci uhlíkového cyklu ve formě navázání do hornin či na biomasu z atmosféry docházelo k jeho enormnímu nárůstu až do současné podoby. Vznikl tak silný Skleníkový efekt, který ohřál planetu na teploty znemožňující výskyt kapalné vody na jejím povrchu a učinil z Venuše suchý a prašný svět. Existují teorie, že Venuše měla dříve podobně jako Země oceány kapalné vody. Voda se vlivem narůstající teploty vypařila a následně se pro absenci magnetického pole vodní molekuly střetly s částicemi slunečního větru, což vedlo k jejich rozpadu na kyslík a vodík a k úniku volných částic z atmosféry.[1] V současnosti dosahuje tlak na povrchu Venuše přibližně 92 násobku tlaku na Zemi.
Venuše byla známa již starým Babyloňanům kolem roku 1 600 př. n. l. Byla však pozorována dlouho předtím v prehistorických dobách díky své jasné viditelnosti. V Čechách jsou známy nálezy dokládající její pozorování z archeologické lokality Makotřasy z období asi 2 700 let př. n. l.[2]
Jejím symbolem je stylizované znázornění bohyně Venuše držící zrcadlo: kruh s malým křížem pod ním (v Unicode: ♀). Povrch Venuše mohl být zkoumán až díky radaru a kosmickým sondám. První úspěšné přistání provedla sonda Veněra 7 15. prosince 1970.V první polovině 90. let 20. století zhotovila americká sonda Magellan detailní mapu téměř celého povrchu planety. Tyto výzkumy přinesly poznatky o silné sopečné aktivitě na povrchu Venuše, což spolu s přítomností síry v atmosféře vedlo k domněnkám, že se na Venuši nachází aktivní vulkanismus i v současnosti, což v roce 2009 potvrdily měření povrchu v infračerveném spektru.[3] Při průzkumu snímků ale nebyly nalezeny žádné doklady lávových proudů, které by pocházely z nedávné doby. Na povrchu bylo překvapivě pozorováno jen malé množství impaktních kráterů naznačující, že celý povrch je relativně mladý o stáří přibližně půl miliardy let.
Vznik
Venuše vznikla podobně jako ostatní planety sluneční soustavy přibližně před 4,6 či 4,5 miliardami let[4] akrecí z pracho-plynného disku, jenž obíhal kolem rodící se centrální hvězdy. Srážkami prachových částic se začala formovat malá tělesa, která svou gravitací přitahovala další částice a okolní plyn. Vznikly tak první planetesimály, které se vzájemně srážely a formovaly větší tělesa. Na konci tohoto procesu v soustavě vznikly čtyři terestrické protoplanety.
Po zformování protoplanety docházelo k masivnímu bombardování povrchu zbylým materiálem ze vzniku soustavy, což mělo za následek jeho neustálé přetváření a přetavování. Je dokonce možné, že celý povrch byl roztaven do podoby tzv. magmatického oceánu, jehož tepelná energie společně s teplem uvolněným diferenciací pláště a jádra je dodnes kumulována v nitru planety a umožňuje existenci vulkanismu a tektonických procesů.[5]
[editovat] Fyzikální charakteristiky
Venuše je jedna ze čtyř terestrických planet, takže má podobně jako Země pevný kamenitý povrch. Vzhledem k velikosti a hmotnosti je Venuše velice podobná Zemi a často je popisována jako její „sestra“ či „sesterská planeta“.[6] Poloměr Venuše je pouze o 650 km menší než v případě Země, současně její hmotnost dosahuje 81,5 %.[7] Nicméně podmínky na povrchu Venuše jsou od pozemských zcela odlišné. Na povrchu panují extrémní podmínky způsobené silným skleníkovým efektem. Atmosféra je složena převážně z oxidu uhličitého (96,5 %).[8]
[editovat] Geologické složení
Bez možnosti změřit šíření seismických vln skrz jednotlivé vrstvy planety a znalosti momentu setrvačnosti je jen velmi málo možností, jak zjistit více informací o vnitřní stavbě a složení planety.[9] Nicméně podobnost rozměru a hmotnosti Venuše se Zemí naznačuje, že tyto dvě planety si budou podobné i ve vnitřní stavbě. Venuše se nejspíše také skládá z jádra, pláště a pevné kůry. Jelikož je menší než Země, dá se odvozovat, že menší bude i její vnitřní tlak. Oproti Zemi se na Venuši také nepodařilo objevit důkazy deskové tektoniky, Venuše tak spolu s Marsem a Merkurem má nejspíše litosféru tvořenou jednou kompaktní litosférickou deskou. Jako vysvětlení se nabízí varianta, že Venuše má příliš silnou litosféru, která zabraňuje průniku chocholů na povrch a nastartování deskové tektoniky.[10]
Vnitřek Venuše je pravděpodobně velmi podobný pozemskému jádru, a je tedy tvořen částečně tekutým železným jádrem o průměru 6 000 km, obklopeným roztaveným kamenným pláštěm.[11] Spolu tvoří tyto dva obaly největší část planety. Spodní hranice pláště leží podle odhadů v hloubce okolo 2 840 km.[12] Složení ani teplota těchto částí planety nejsou podrobně prozkoumány a známy. Předpokládá se, že je zde bohatě zastoupeno zejména železo,[11] a to buď v čistém stavu, nebo vázané se sírou ve formě sulfidu železnatého.[13] Na rozhraní jádra a pláště se odhadují teploty okolo 3 500 °C, v jádře by mohly dosahovat až k 4 000 °C.[12] Venuše podobně jako Země překonala gravitační diferenciaci, období krátce po svém zformování, kdy těžší prvky klesaly do středu planety, čímž došlo k vytvoření jádra, zatímco lehčí prvky stoupaly směrem k povrchu. Důkazem diferenciace je vznik sekundární atmosféry planety.
Poslední výsledky z gravitačního měření sondy Magellan nasvědčují, že kůra Venuše je silná přibližně 35 km. Existuje teorie, že Venuše neuvolňuje vnitřní energii pohyby tektonických desek jako Země, ale namísto toho v pravidelných intervalech vyvíjí masivní vulkanickou činnost, vlivem které se její povrch zalévá čerstvou lávou. Tuto teorii podporuje skutečnost, že nejstarší geomorfologické útvary na povrchu jsou staré pouze 800 milionů let, zatímco zbytek povrchu je mladšího data (řádově několik stovek milionů let).[14] V současnosti se předpokládá, že Venuše je stále vulkanicky aktivní v izolovaných geologických obdobích.[15] Pozorování povrchu zařízením VIRTIS na palubě sondy Venus Express přineslo poznatky, že Venuše byla vulkanicky aktivní v rozmezí 2,5 miliónu až 250 000 let, což je z geologického hlediska v podstatě současnost.[3]
[editovat] Povrch
- Související informace lze nalézt také v článku Povrch Venuše.
Průzkum povrchu Venuše je vzhledem k husté atmosféře obklopující planetu ve viditelném spektru nemožný. Pro zmapování povrchu se využívají radarové vlny, které jsou schopny atmosférou projít. Povrch Venuše je přibližně z 80 % tvořen lávovými planinami.[13] Venušin povrch je tvořen dvěma „kontinentálními“ vrchovinami, které se zdvíhají z rozsáhlých okolních plání. Výšky povrchových útvarů se měří vzhledem ke střednímu poloměru planety, jelikož se zde nevyskytuje oceán kapalné vody, který by se mohl podobně jako na Zemi použít pro výchozí výšku. V oblasti severní vrchoviny Ishtar Terra se nacházejí největší hory Venuše Maxwell Montes. Tento masiv je přibližně o 2 km vyšší než Mount Everest, a dosahuje tedy výšky okolo 11 km.[16] Mezi pohořími se rozprostírá náhorní plošina Lakshmi Planum. Oblast Ishtar Terra dosahuje přibližně velikosti mezi pozemskou Austrálií a kontinentálními Spojenými státy,[17] tedy okolo 2,5 milionu km2. Na rovníku se nachází rozsáhlejší oblast Aphrodite Terra s průměrem 15 000 km,[18] která se velikostí rovná přibližně Jižní Americe.[19] Mezi těmito vrchovinami se rozkládá celá řada širokých prohlubní jako například Atalanta Planitia, Guinevere Planitia a Niobe Planitia. Pro pojmenování povrchových útvarů Venuše se zpravidla využívají ženská jména z mytologie[20] vyjma Maxwell Montes, Alpha a Beta Regio, které byly pojmenovány ještě před tím, než byla dohoda v rámci Mezinárodní astronomické unie přijata.[21]
Jelikož má Venuše velmi hustou atmosféru, která brzdí dopadající tělesa, nenachází se na povrchu planety žádné impaktní krátery menší než 2 km v průměru. Krátery na Venuši jsou relativně mělké. Jejich nízká hloubka svědčí o intenzivní erozi nebo o silných endogenních pochodech. Na povrchu jsou pozorované také zlomy značných rozměrů, které svědčí o tektonické činnosti.
Předpokládá se, že téměř 90 % povrchu tvoří nedávno utuhlá vrstva čedičové lávy,[22] která je pouze zřídka porušena meteorickými krátery. Malý počet impaktních poruch napovídá, že povrch planety byl v nedávné době značně přeměněn vlivem sopečné aktivity.[22] Kartografické souřadnice objektů na Venuši jsou vztažené k nultému poledníku, jenž prochází bodem, který velmi dobře odráží radarové signály a který leží uprostřed oválného objektu Eve jižně od Alpha Regio.[23][24]
[editovat] Povrchové útvary
Na velké části povrchu Venuše se vyskytuje značné množství sopek (např. Sif Mons), z nichž 167 má průměr základny větší než 100 km. Pro srovnání, na Zemi je jen jedna podobná oblast, a to na ostrově Havaj.[25] Přítomnost většího množství sopek oproti Zemi není způsobena silnějším vulkanismem, ale vyšším stářím kůry a jednotek, které se na kůře nacházejí. Na Zemi je kůra pravidelně znovuvytvářena a pohřbívána vlivem subdukce na hranicích tektonických desek. Vlivem pravidelných změn je střední stáří pozemské kůry pouze okolo 100 milionů let, kdežto na Venuši je kůra stará až okolo 500 milionů let.[25]
Na Venuši je možné rozeznat okolo tisíce impaktních kráterů, které jsou po jejím povrchu distribuovány nahodile. Krátery na Zemi či Měsíci se nacházejí v různém stádiu eroze, což svědčí o jejich různém stáří. Na Měsíci jsou starší krátery zahlazovány novějšími impaktními krátery v okolí a na Zemi je to způsobeno činností vody a větru. Oproti tomu krátery na Venuši jsou v 85 % případů v téměř dokonalém stavu, takže se zdá, že vznikly relativně nedávno. Dobrý stav a poměrně nízký počet kráterů podporují teorii o celkovém překrytí povrchu Venuše novým sopečným materiálem před přibližně 500 miliony lety.[26] Kůra na Zemi je v neustálém pohybu a stále se přetváří, což uvolňuje unikající teplo z pláště. Na Venuši při absenci deskové tektoniky k podobnému procesu nedochází, a tak se předpokládá, že se zde teplo cyklicky uvolňuje masivní vulkanickou aktivitou, vedoucí ke změnám celého povrchu.[25]
Krátery na Venuši dosahují průměru od 3 do 280 km. Na povrchu se nenacházejí krátery menší než 3 km. Způsobuje to hustá atmosféra, která brzdí malá prolétající tělesa natolik, že při dopadu již nemají dostatečnou kinetickou energii schopnou vytvořit impaktní kráter.[27][28] či zničení.[27]
[editovat] Magnetické pole a radiace
V roce 1980 americká sonda Pioneer Venus Orbiter objevila, že Venuše má magnetické pole slabší a menší než pozemské. Na rozdíl od Země není magnetické pole Venuše indikované v jádře planety, ale v atmosféře při interakci ionosféry s částicemi slunečního větru.[29] V současnosti není zcela známo, proč nemá Venuše dvojpólové magnetické pole generované jádrem planety. Jelikož se předpokládá, že vznik Venuše byl velmi podobný vzniku Země a že obě planety mají i podobné chemické složení. Země má jádro tvořené tekutým kovem, který umožňuje probíhání termochemické konvekce, což umožňuje generování magnetického pole. Existují dvě základní teorie, které nepřítomnost pole indukovaného jádrem vysvětlují. První předpokládá, že počáteční teplo při formování společně s teplem vznikajícím při radioaktivním rozpadem nestačilo na to, aby se jádro udrželo v tekutém stavu. Proto by byla teplota jádra příliš nízká na termální konvekci, podobně jako je tomu v případě Marsu. Druhá teorie vysvětluje nepřítomnost vnitřně buzené magnetosféry Venuše malým tepelným tokem z jádra planety. Nepřítomnost magnetického pole generovaného ve vnitřních oblastech planety má za následek skutečnost, že Venuše není tak dobře chráněna proti dopadajícím částicím slunečního větru a radiaci přicházející z vesmíru jako Země a může to být jeden z důvodů, proč jsou obě zmiňované planety velmi rozdílné.
Indukovaná magnetosféra vznikající pod vlivem částic slunečního větru je zformována do dlouhého chvostu, který se táhne směrem od Slunce do vzdálenosti přibližně 8 až 12 poloměrů Venuše. Na přivrácené straně ke Slunci pak vzniká rázová vlna. Nepřítomnost vnitřního dynama generující magnetické pole byla velkým překvapením, jelikož se při shodné velikosti Venuše a Země předpokládalo, že bude mít také vnitřní dynamo. Pro vznik dynama je nutné splnit tři základní podmínky: vodivou kapalinu, rotaci a konvekci. Pro vznik dynama musí být jádro vodivé, což je nejspíš i případ Venuše. Druhou podmínkou je rychlost rotace jádra, která dle modelů bude v případě Venuše dostatečná.[30][31] Tyto poznatky naznačují, že důvodem absence dynama v jádře Venuše bude chybějící konvekce mezi vnitřním jádrem a vnějším jádrem, což by korespondovalo i s poznatky o chybějící deskové tektonice. Dalším možným vysvětlením je, že rozdíl teplot mezi vnitřním a vnějším jádrem je nepatrný a tedy nedostatečný pro vznik dynama.
[editovat] Atmosféra
- Související informace lze nalézt také v článku Atmosféra Venuše.
Současná představa o struktuře atmosféry Venuše se zakládá na měřeních uskutečněných sondami typu Veněra, Mariner, Pioneer-Venus, pozemskými pozorováními a teoretickými modely, které umožňují odhadovat chování atmosféry. Venuše je obklopena hustou vrstvou atmosféry, která je tvořena převážně oxidem uhličitým, dále pak malým množstvím dusíku, kyslíku a vodních par. Kombinace těchto plynů má za následek vznik silného skleníkového efektu, který zvyšuje teplotu povrchu o více než 400 °C, v oblastech okolo rovníku dokonce až o 500 °C. Silný skleníkový efekt způsobuje, že povrch Venuše je teplejší než Slunci nejbližší planeta - Merkur i přes to, že je od Slunce více jak dvakrát vzdálená a přijímá pouze 25 % slunečního záření (2613,9 W/m² v horní části atmosféry a pouze 1071,1 W/m² na povrchu planety). Vlivem tepelné setrvačnosti a proudění atmosféry se teplota na denní a noční straně Venuše výrazně neliší (rozdíl se pohybuje v rozmezí 25 °C)[32] a to i přes to, že rotace planety je extrémně pomalá. V horních vrstvách atmosféry panují větry, které obkrouží planetu přibližně jednou za 4 pozemské dny, což vede k distribuci tepla po celé planetě. Atmosférický tlak na povrchu planety se pohybuje okolo 8 MPa, což je 90 krát více než na povrchu Země.[32] Během pozorování planety byly pozorovány v atmosféře i elektrické výboje v podobě blesků,[33] i když se jich objevuje nejspíš o polovinu méně než v zemské atmosféře.[34] Elektrické výboje v atmosféře byly předpovězeny již dříve, ale dokud nebyly prvně pozorovány sovětskou sondou Veněra, jednalo se pouze o teorii. Mezi roky 2006 až 2007 provedla evropská sonda Venus Express řadu pozorování, která jasně potvrdila existenci elektrických výbojů v atmosféře.
V horních vrstvách atmosféry vanou silné větry, které mohou dosahovat rychlosti až 360 km/h, naproti tomu na povrchu planety vane jen velmi slabý vítr, u kterého rychlost nepřesahuje 4 až 7 km/h.[32] Jelikož se ale při povrchu nachází velmi silná atmosféra, mají i tyto slabé větry značnou sílu a působí velkou energií na případnou překážku. V roce 2007 objevila Venus Express, že v oblasti jižního pólu planety existuje obrovský dvojitý vzdušný vír.[35][36]
Atmosféra planety sahá do výšky okolo 1 000 km nad povrchem planety, kde se nachází vodíková koróna. Pod ní se do výšky 300 km nachází atmosféra tvořená převážně héliem. Pod touto vrstvou je směsice vzduchu složená z okolo 97,5 % oxidu uhličitého, téměř 3,5 % dusíku, 0,1 kyslíku.[32] Studie naznačují, že před několika miliardami let měla Venuše atmosféru, která se mohla velmi podobat pozemské, což umožňovalo existenci kapalné vody na jejím povrchu. Vlivem skleníkového efektu ale došlo k vypaření povrchové vody do atmosféry, kde vodní pára navýšila obsah skleníkových plynů na kritickou hranici vedoucí k současnému extrémně horkému stavu.[37]
[editovat] Oblačnost
Sluneční záření je na povrchu Venuše velmi oslabené, jelikož musí překonávat hustou atmosféru, jeho hodnota dosahuje přibližně síly Slunce při zamračené obloze na Zemi. Hlavní oblačnost se nachází ve výšce přibližně 50 až 70 km nad povrchem planety. Hrubá vrstva mraků odráží okolo 60 % slunečního svitu zpět do okolního vesmíru, což vede k zabraňování ještě silnějšího ohřívání atmosféry. Tento jev má na svědomí také to, že bolometrické albedo dosahuje přibližně 60 %[38] a albedo v rozsahu viditelného světla ještě více. Vlivem oblačnosti Venuše dochází k tomu, že samotný povrch planety je méně osvětlený než povrch Země a i méně zahříván slunečním teplem. Oblačnost na Venuši není hlavním důvodem, proč na jejím povrchu panují vysoké teploty, ale tímto důvodem je vysoký podíl CO2 v atmosféře, který způsobuje silný skleníkový efekt.
Mraky jsou tvořené převážně z oxidu siřičitého a kapiček kyseliny sírové, zcela obklopují planetu a skrývají lidskému oku veškeré detaily povrchu. Vrcholky mraků mají teplotu přibližně −45 °C. Zpočátku se soudilo, že teplota na povrchu Venuše by mohla být příznivá pro vznik života, až do počátku 60. let 20. století se teplota odhadovala kolem 50 °C a teprve v roce 1965 se ještě na základě pozemských měření došlo k závěru, že teplota je značně vysoká, okolo 300 °C. V současnosti je průměrná teplota povrchu Venuše, jak ji určila NASA, 464 °C.[8] Minimální teplotu mají právě vrcholky mraků, teplota na povrchu nikdy neklesá pod 400 °C.
[editovat] Klima
Povrch Venuše je vystaven po celou dobu přibližně stejné teplotě, jelikož zde nepanují výraznější výkyvy mezi dnem a nocí. Rotační osa Venuše je ke všemu skloněna jen o méně než tři stupně, takže se zde nevyskytuje pravidelné střídání ročních období a jejich teplotní výkyvy.[39] Jediná výraznější změna teploty nastává s rostoucí nadmořskou výškou. V roce 1995 sonda Magellan nasnímala na vrcholku nejvyšších hor vysoce reflektivní bílou látku vykazující výraznou podobnost s pozemským sněhem. Tato látka vznikla nejspíše podobnými procesy jako vzniká sníh, i když za značně vyšších teplot. Na povrchu v nižších oblastech se tato látka dostává do plynného skupenství a ve vyšších oblastech pak po změně skupenství padá zpět k povrchu. Přesné složení této látky je v současnosti neznámé a objevuje se celá řada možných vysvětlení od telluru až po sloučeniny sulfidů např. galenitu.[40]
[editovat] Hydrosféra
Jelikož Venuše nemá vlastní magnetické pole, není její povrch zcela chráněn před slunečním větrem a částicemi dopadajícími na její horní část atmosféry. Uvažuje se, že Venuše měla