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.

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.

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.

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.

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. 

Příště (v pondělí): "Návštěvy na Venuši - atmosférické peklo"

Zdroje: www.raumfahrer.net - různé, Astronomisches Faltblatt, sci.esa.int/venus­express, A teardrop-shaped ionosphere at Venus in tenuous solar wind Y. Weia a kolegové, Planetary and Space Science, Volume 73, Issue 1, December 2012, Pages 254–261, www.spektrm.de - různé, Wikipedia - různé, Active volcanism on Venus in the Ganiki Chasma rift zone,” von E.V. Shalygin et al., publikováno v Geophysical Research Letters, http://dx.doi.org/10.1038/nature12163, Asteroid 2002 VE68, a quasi-satellite of Venus, S. Mikkola1,?, R. Brasser1,2, P. Wiegert3 and K. Innanen2, Oxford JournalsScience & Mathematics MNRAS Volume 351, Issue 3Pp. L63-L65