Venuše

Tento krásný obrázek byl pořízen ze sondy Mariner 10

Vysoká jasnost planety ukazuje, že planeta je zahalena neprůhlednou vrstvou oblaků.
Venuše rotuje velmi pomalu v retrográdním smyslu, tedy opačně než všechny ostatní planety kromě Uranu. Nejenže se otáčí kolem své osy opačně než Země, ale také se otáčí pomaleji než obíhá kolem Slunce. Planeta vykoná jednu otáčku za 243 pozemských dní.
Vynořuje se obraz pomalu rotující planety s rychle rotující atmosférou, což ovšem znamená, že na povrchu planety se musí vyskytovat vemli silný vítr. Rychlost větru na Venuši se pohybuje od nuly do 100 m/s (=360 km/h)!

Povrch planety

Povrch Venuše je prozatím nejméně známý ze všech terestrických těles. Není vůbec přístupný pozorování ve viditelném světle, takže zbývá pouze možnost radiolokačního pozorování.
Vcelku lze říci, že většina povrchu Venuše je mnohem méně drsná než průměrná krajina třeba na Měsíci nebo Marsu (spíše podobná Zemi).
Atmosféra Venuše je neobyčejně hustá a zcela zabraňuje dopadu menších meteoroidů na povrch planety. Zároveň v ní vanou velmi rychlé větry. Větrná eroze by tedy měla mít enormní rozměry a zahazovat menší podobnosti na povrchu. Zhruba 1 500 km jižně od Venušina rovníku se nachází příkopová propadlina, která má hloubku asi 6 km a délku nejméně 200 km. Zřejmě tedy tvrzení o převažující plochosti povrchu Venuše má mnoho výjimek; právě tato výjimka je skutečně mimořádná, poněvadž její obdobu na Zemi nenajdeme.
V každém případě lze mít za to, že povrch Venuše je velmi různorodý a podstatně pestřejší než třeba povrch Merkuru. Na jeho formování se pravděpodobně kromě impaktů podílela i vulkanická a tektonická činnost.
Některá měření naznačují, že vysoké rychlosti proudění naměřené v atmosféře Venuše se týkají pouze vyšších vrstev, zatímco těsně při povrchu planety jsou mnohem nižší (jen metry za sekundu).

Atmosféra a podmínky na povrchuPravděpodobně největší pozoruhodností Venuše je její atmosféra. Velmi podstatnou složkou Venušiny atmosféry je oxid uhličitý(CO₂). Teplota na povrchu planety dosahuje 450^oC a tlak 90kPa.

Teplota ve výšce 250 km je kolem 27^oC a klesá na -93^oC ve výšce 100km. Odtud pak k povrchu roste.

V nižších vrstvách atmosféry se již pak začíná vyskytovat oblačnost. Nejvyšší vrstva oblaků dosahuje do výšky asi 70km; jde o poměrně hustou oblačnost, která odráží asi 75% slunečního záření (to je jedním z důvodů, proč je Venuše po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na pozemské obloze). Složení nejvyšší vrstvy oblaků, tlusté asi 5 km, je však naprosto nesrovnatelné s pozemskými oblaky - považuje se za velmi pravděpodobné, že ji tvoří kapičky kyseliny sírové.

Mezi 58 až 52 km nad povrchem Venuše leží druhá vrstva oblaků, v níž se kromě kapiček kyseliny sírové vyskytují i částice pevné a kapalné síry. Průměrná teplota je 40^oC a dohlednost 1,6 km. Pod touto vrstvou oblaků je tenká mezivrstva bez oblačnosti, následovaná třetí vrstvou oblaků dosahující až do výšky 9 km. v této třetí vrstvě převažují částice síry a dohlednost se snižuje na úroveň běžnou v zemských oblacích.

Pod těmito třemi vrstvami oblaků vytvářejících se v tropopauze je vrstva lehkých mlh, jejichž složení zatím není známo.

Přímo na povrchu je osvětlení sinavě červené a dohlednost klesá asi na 3 km.

Venušina atmosféra obsahuje 98% CO₂, 1 až 3% dusíku a trošku helia, neonu a argonu. Ačkoliv podíl vzácných plynů je velmi malý, vzhledem k velkému objemu a hustotě Venušiny atmosféry je celkový obsah argonu 500krát a neonu 2 700krát vyšší než v atmosféře Země. Vysoký podíl CO₂, který špatně propouští infračervené záření, je hlavní příčinou skleníkového efektu, a tím vysoké teploty na povrchu Venuše.

Několik slov na závěrVenuše je v mnoha ohledech neobyčejně podobná Zemi. Proč tedy obě planety mají tak odlišnou atmosféru? Je možné, že tato odlišnost má původní příčinu již v mechanismu, který vedl ke vzniku planet. ale nemusí tomu tak být. Z výpočtů například vyplývá, že celkové množství dusíku je v atmosférách Venuše a Země stejné. Pravděpodobně stejné je i množství CO₂, ovšem na Zemi je většina tohoto plynu vázána v horninách obsahujících uhlík; tento proces může být výsledkem působení biosféry, která se na Zemi široce rozvinula, a na Venuši pravděpodobně vůbec ne. Objev, že na Venuši pod vrstvou oblaků existují vodní páry v množství 0,1 až 0,4% a dokonce i volný kyslík v množství asi 60 ppm, podporuje domněnku, že Venuše kdysi měla dosti vody, ale postupně ji ztratila. Na rozdíl od Země a Marsu mohly vodní páry ve Venuši cirkulovat i ve vysokých vrstvách atmosféry, kde byly její molekuly disociovány působením ultrafialového slunečního záření. Vodík pak unikal do meziplanetárního prostoru, zatímco kyslík byl zachycen v povrchových horninách, zejména takovými reakcemi, jako je přeměna železa na jeho oxidy. Původní příčinou, která vyvolala takový vývoj odlišný od vývoje na Zemi, mohla být větší blízkost Venuše ke Slunci, a tedy od počátku vývoje planet i vyšší teploty na Venuši. V současné době je však únik vodíku z Venušiny atmosféry do okolního prostoru minimální, a proto je možné domnívat se, že proces ztráty vody z této planety byl ukončen proto, že zde již téměř voda nezbyla. Venuše je nepochybně velmi suchou planetou.
Dřívější představy o tom, že Venuše je velmi podobná Zemi nejen rozměry, ale i fyzikálními podmínkami na povrchu, pozbyly opodstatnění. Nedovedeme si představit, že by při teplotě téměř 500^oC a v dešti kyseliny sírové mohl existovat nějaký život.

Autor: Jirka geomail@email.cz