Na Venuši po patnácti letech

26 Úno

Evropská kosmická agentura (ESA) se rozhodla poslat k Venuši sondu. Po patnáctileté odmlce se tak náš nejbližší planetární soused dočká další pozemské návštěvy. Ta by mohla konečně objasnit mnoho tajemství zamračeného a horkého světa, který je poslední roky neprávem opomíjen.

Start Venus Express byl plánován na 26. října 2005, a pokud ruská nosná raketa Sojuz neselhala, měla by již být sonda na cestě k planetě. K Venuši by měla dorazit v dubnu 2006 a planetu studovat z polární oběžné dráhy z výšky mezi 250 až 60 000 kilometry. Planetu bude zkoumat sedm přístrojů na rozličných vlnových délkách. Jedním z klíčových cílů přitom bude snaha zjistit, proč planeta v mnohém tak podobná Zemi hostí tak divoký a odlišný svět. Intuitivně by se totiž dalo předpokládat, že těleso s podobnou vzdáleností od Země, podobnou velikostí a hmotou se vyvine podobně jako Země. Teploty se na Venuši drží na zhruba 450 °C a tlustá atmosférická vrstva oxidu uhličitého vytváří na povrchu naprosto nepředstavitelný tlak 90 atmosfér! K tomu všemu by vás zkrápěl hutný déšť kyseliny sírové.

Tajemné víry

Mise bude mít za cíl především zkoumat složení a teplotní změny v atmosféře. Ta je sama o sobě záhadou. Rotuje šedesátkrát rychleji než samotná planeta, které trvá jedna otočka (tedy jeden den na Venuši) celých 243 dní. Navíc kdyby byla mračna průhledná, Slunce by vycházelo na západě a zapadalo na východě. Otáčí se totiž v opačném směru než Země. K tomu všemu se v atmosféře objevuje úkaz, který bude také partikulárním cílem mise. Jde o obrovské, hurikánům podobné víry v polárních oblastech. Určitou naději mají vědci i v případě „prokouknutí“ na povrch Venuše. Když kolem Venuše prolétla v roce 1990 sonda Galileo, zjistila, že nepropustná atmosférická oblačnost se směrem blíž k povrchu ztenčuje. Během jejího průletu tak bylo možno pozorovat různé struktury v infračerveném spektru na Sluncem neosvícené straně planety. Ty pak byly interpretovány jako vlastní tepelné záření přes již relativně tenkou vrstvu atmosféry. „Povrch planety je tak horký, že efektivně prosvětluje tenčící se vrstvy mraků,“ říká Fred Taylor, astronom z Oxfordské univerzity.

Hledání vulkánů

Pokud to tedy bude možné, bude se Venus Express pokoušet hledat aktivní vulkanickou činnost, které nasvědčuje přítomnost kyseliny sírové v atmosféře. Tu se zatím za celou historii výzkumů Venuše nepodařilo prokázat. Přitom se Venuše honosí největším počtem sopek ze všech planet sluneční soustavy. Téměř 90 % povrchu je pokryto čedičem utuhlým do lávových proudů. Jako aktivní se však nepodařilo najít žádnou. S ohledem na poměr lávových polí a počet kráterů se zdá, že jsou tyto proudy staré zhruba 500 milionů let. Tento věk a další známky nasvědčují tomu, že na rozdíl od Země Venuše nemá povrch složený z neustále se pohybujících zemských desek. Na Zemi umožňuje zemská tektonika uvolnění hromadícího se tepla pod povrchem. Zatímco povrch Venuše pravděpodobně vznikl jako jednolitá deska, která byla zničena před 500 miliony lety poté, co se pod ní nahromadilo již příliš mnoho energie. Takovéto katastrofální „přepovrchování“ by mohl být cyklický proces, míní Dimitri Titov z německého Institutu Maxe Plancka pro výzkum sluneční soustavy. „Lokální vulkanická aktivita však zřejmě probíhá stále,“ říká Taylor, „a plyny vznikající touto aktivitou by měly být klíčem k vysvětlení extrémního klimatu na Venuši.“

Superrychlá výroba

ESA investovala do této mise 220 milionů EUR a vývoj trval pouhé tři roky. Tak krátkou dobu trvala příprava díky tomu, že sonda je přístrojově a designově vybavena podobně jako sonda Rosetta (která momentálně směřuje ke kometě 67P/Churyumov-Gerasimenko) a jako Mars Express družice.
Tento výběr má ale i své stinné stránky. Například má Venus Express zabudovaný PFS spektrometr, který v misi Mars Express selhal. Přesto projektoví inženýři tvrdí, že příčinu poruchy znají a pro tuto misi se jí pokusí předejít. Na Mars Expressu se prostě uvedla do provozu dříve, a tak se před podstatnými měřeními jednoduše opotřebovala. Mise k Venuši se tak uskutečňuje poprvé od roku 1990, kdy tuto planetu navštívila sonda Magellan. Venus Express je připraven operovat na polárních oběžných drahách přibližně 500 pozemských dní (což je ekvivalent dvou dnů na Venuši). Palivo však bude k dispozici na 1000 pozemských dní. A tak se možná dočkáme příjemného překvapení.

Venuše versus Země

Venuše je v pořadí druhou planetou od Slunce. Leží v průměrné vzdálenosti 108 milionů kilometrů od Slunce, tedy o asi 30 % blíže ke Slunci než Země. Venuše je často nazývána sesterskou planetou Země díky podobnosti ve velikosti, hmotnosti, hustotě a objemu. Předpokládá se, že obě planety mají stejný původ a vznikly za stejných podmínek. Tedy z protoplanetárního disku před 4,5 miliardami let. Zde však podobnosti končí. Povrch Venuše je nejžhavější ze všech planet sluneční soustavy a předčí tak dokonce i Merkur. Povrchová teplota dosahuje 750 K (477 °C). Takto vysoká teplota je následkem naprosto katastrofálního vlivu skleníkového efektu způsobeného vysokým obsahem oxidu uhličitého v atmosféře. Dopadající sluneční záření je pohlcováno atmosférou a není mu umožněno vyzářit se pryč do okolního vesmíru. Výsledný příspěvek k celkové povrchové teplotě tímto efektem je 475 K (202 °C). Další velkou anomálií mezi našimi dvěma světy je rozhodně rotace planet. Osa rotace Venuše je skloněna o 177,36° (oproti Zemi, která má sklon osy 23,5°). To znamená, že Venuše rotuje z východu na západ. Slunce tedy vychází na západě a nikoliv na východě, jako je tomu u Země. Navíc pozemský den trvá 23 hodin a 56 minut, zatímco den na Venuši celých 243 pozemských dnů a rok jen 224,7 pozemského dne. I přes několik misí k Venuši a i přestože je Venuše náš soused, je toho ještě mnoho, co o této planetě nevíme. Ruské Veněry přistály na povrchu Venuše v osmdesátých letech a operovaly na povrchu přibližně hodinu, během které pořídily i snímky tohoto nehostinného světa. Ostatní mise k Venuši se zabývaly především radarovým mapováním povrchu. Z dat těchto misí mohli vědci zjistit, že povrch Venuše je relativně mladý a zřejmě má méně než půl miliardy roků. Vesměs se povrch skládá z rozlehlých plání pokrytých lávovými usazeninami a často se objevuje i hornatý povrch. Impaktní krátery pokrývají povrch také, avšak na rozdíl od ostatních těles nenajdeme téměř žádné krátery menší než 2 km. Důvod je zřejmě ukryt v husté atmosféře, která menší objekty bezpečně rozdrobí a spálí díky vysokému tření. Těch několik menších je pak pravděpodobně výsledkem rozpadnutí meteoritů v atmosféře na menší kusy.

Leave a Reply