Fyzika Venuše - II. část

Jádro

Detailní snímek jednoho z mnoha kaňonů na Venuši, tzv. chasma. Právě tyto útvary jsou silným dokladem pro nedávnou (nejvíce 500 milionů let starou) tektonickou aktivitu.

Protože podmínky formování Venuše a Země byly velmi podobné, předpokládáme, že stejně jako naše planeta má i Venuše kovové jádro. Na Zemi je jádro složené z menšího pevného jadérka obklopeného tekutým vnějším jádrem. Protože v něm dochází k termální resp. termochemické konvekci, vodivý materiál indukuje magnetické pole, které je zdrojem pro pozemskou magnetosféru. U Venuše, jak už bylo zmíněno výše, vlastní vnitřně generovanou magnetosféru nepozorujeme, což dává tušit, že její jádro se nachází v jiném stavu než je tomu u naší planety.

Vysvětlení pro tuto situaci spadají obecně do dvou kategorií. První z nich předpokládá, že počáteční teplo z formování planety společně s radioaktivním teplem nestačily k tomu, aby udržely jádro v tekutém stavu a to kompletně "zamrzlo" (podobně jako se to předpokládá v případě Marsu). To ale odporuje jak našim představám o složení planety, tak satelitním měřením momentu hybnosti (ten nám může prozradit, jaké je rozložení hmot uvnitř rotujícího tělesa).

Druhá možnost, která je více pravděpodobná, vysvětluje nepřítomnost vnitřně buzené magnetosféry Venuše malým tepelným tokem z jádra, který není dostatečný k nastartování procesu termální konvekce. Pokud tomu tak ale skutečně je a tlak s teplotou jsou dostatečně vysoké, aby udržely celé jádro kapalné, existuje možnost, že během geologicky krátké doby poklesne teplota natolik, že se sformuje zárodek pevného jadérka, který svým růstem nastartuje termochemickou konvekci. Tím by došlo k opětovnému vzniku mohutného magnetického pole podobného tomu, které můžeme pozorovat u naší Země.

Přepovrchování

Dalším z důkazů pro geologickou evoluci povrchu Venuše jsou vyvrásněné oblasti, tzv. tessera. Několik z nich se nachází také nedaleko nejvyššího pohoří Maxwell Montes.

Zatím jsme studovali jednu část Venuše po druhé a postupně zjišťovali, že tato planeta postrádá mnoho jevů, které známe ze Země. Když ale pozorujeme množství a velikosti kráterů, které se nachází na jejím povrchu, docházíme k překvapujícímu zjištění, že na celé Venuši není kráter starší než 750 miliónů let. Protože zároveň nejsou pozorovány žádné známky deskové tektoniky, která umožňuje, aby některé velmi staré litosferické desky mohly být zasunuty do pláště a nahrazeny mladými, musí být nalezen jiný -- u Země neznámý -- mechanismus recyklace kůry.

Statistiky hustoty kráterů pro Venuši, Zemi a Mars. Pokud je povrch zachován bez větší eroze a planeta není chráněna hustou atmosférou (jako v případě Marsu), můžeme pozorovat krátery všech velikostí s hustotou nepřímo úměrnou. Země je jednak chráněna atmosférou a jednak malé krátery brzy zahladí eroze, navíc dochází k recyklaci tektonických desek. V případě Venuše první závěr platí také a z hustoty kráterů můžeme odhadnout, že ke globálnímu přepovrchování došlo před zhruba 750 milióny let.

Bylo navrženo několik katastrofických scénářů tohoto přepovrchování na základě modelování vlastností litosféry či termálního vývoje. Ta nejpřirozenější z nich předpokládá, že Venuše prochází periodami větší a menší vulkanické aktivity v závislosti na termálním vývoji pláště -- a poslední "doba vulkanická" skončila právě před asi 750 miliony let. Další možností je, že díky neexistenci deskové tektoniky a s ní spojené vydatné tepelné výměny mezi nitrem planety a jejím okolím dochází k zesilování kůry a litosféry, která se postupem času stane nestabilní a zanoří se do pláště. Poté se vytvoří nová kůra a celý proces se může opakovat. Nejodvážnější hypotézy dokonce předpo­kládají nové přepovrchování Venuše v geologicky blízké době

Vývoj Venuše

Trojrozměrný model jednoho z nejvyšších vulkánů na Venuši Maat Mons, dosahujícího výšky až 8 km. Z důvodů značných horizontálních rozměrů byl vertikální rozměr značně zvýrazněn.

Z uvedených poznatků si můžeme udělat celkovou představu o vývoji druhé planety sluneční soustavy. Ta společně s dalšími poznatky o terestrických planetách může přispět k poznání naší vlastní Země.

Je dobře možné, že brzy po zformování byla Venuše opravdovým dvojčetem naší planety -- mohlo zde být příjemné klima, relativně obsáhlá hydrosféra a povrch mohla formovat desková tektonika tak jako na Zemi s existencí kontinentů i oceánů. Poté se ale stalo něco, co zásadně změnilo charakter venušiny atmosféry a ta začala houstnout -- tím impulsem mohlo být např. již zmíněné období zvýšené vulkanické aktivity. V ovzduší se začal hromadit oxid uhličitý a díky němu se začal zvyšovat tzv. skleníkový efekt (zadržení části dopadající sluneční energie, která by se jinak odrazila od povrchu a unikla zpět do vesmíru). Díky tomuto procesu se teplota na povrchu zřejmě rapidně zvýšila a dostupná voda (ať už byla v kapalném či pevném stavu) se odpařila do atmosféry. Pokud ještě tehdy existovalo magnetické pole, tak nešlo o velký únik mimo planetu, ale jak přestalo být venušino geodynamo aktivní, začalo unikat vody více a více.

Schematický průřez vnitřní stavbou planety Venuše. Podle dnešních odhadů sahá jádro zhruba do poloviny jejího poloměru, tj. vyplňuje asi 1/8 jejího objemu (u Země zhruba 1/6).

Odtud už následoval zřejmě přechod k dnešnímu stavu -- pokud Venuše měla původně vlastní rotaci prográdní, houstnoucí atmosféra ji zpomalila a ve výsledku otočila na retrográdní, s čímž souvisí i fakt, že u této planety nepozorujeme žádný měsíc. Musel by totiž obíhat ve stejném směru jako ona sama rotuje a to pomaleji než činí jedna její otočka (u Venuše oněch 243 dnů). Pokud zde nějaký měsíc původně byl, změna rotační charakteristiky změnila slapové síly, které na něho působily, a ty způsobily buď jeho rozpad nebo kolizi s planetou. Díky přepovrchování celé Venuše ale zatím nic z předpokládaného vývoje nemůžeme podložit pozorováním, neboť všechny stopy po planetární evoluci byly smazány. Pokud ale jednou dojde k oživení dynama v planetárním jádru, existuje šance na změnu venušina dalšího vývoje.

Pesimistická vize vývoje Venuše naopak říká, že tato planeta Zemi nikdy podobná nebyla a už od počátku dominoval její atmosféře především oxid uhličitý. Jeho množství se s vulkanickou aktivitou jen zvyšovalo a postupně tak rostla i povrchová teplota. Do dnešního stavu, který může ale nemusí být rovnovážným, se planeta mohla dostat už v relativně vzdálené geologické minulosti a katastrofické události, které mají za následek přetvoření celého povrchu, mohou být díky přehřívání nitra Venuše velmi častým jevem (v řádu stovek milionů let). A pokud teplo obsažené v jádře kleslo pod potřebnou mez, magnetické pole se již nikdy nevytvoří a planeta zůstane v dnešním či jemu podobném stavu i v budoucnosti.

Historie výzkumu

Obrázek Venuše zahalené v husté atmosféře, jak ji můžeme pozorovat dalekohledy ze Země nebo umístěnými na naší oběžné dráze. V optickém oboru není možné pozorovat žádné detaily povrchu planety.

Venuše představovala díky své blízkosti vždy zajímavý cíl pro sondy mezi­planetárního výzkumu -- nicméně po prvních pokusech o průnik do její atmosféry vědci zjistili, o jak těžký úkol se jedná. Bohužel, zatímco výzkumu Marsu a jeho historii je věnována pozorost všech médií, tomuto tématu (možná proto, že šlo téměř výhra­dně o sovětský výzkum a informace o něm jsou méně dostupné) je věnováno jen velmi málo -- z dostupných zdrojů jsou ale na vysoké úrovni např. webové stránky Američana Dona Mitchella (www.mentallandscape.com).

Zatímco americký program výzkumu Venuše pracoval v 60. letech pouze s prolétajícími sondami (Mariner 2 a 5), sovětský si dal již z počátku za úkol průnik atmosférou planety a přistání na jejím povrchu. První sondy typu Veněra toho sice ještě nedosáhly (kvůli selhání baterií po asi 100 minutách sestupu hustou atmosférou), ale po přehodnocení tlaku a teplot panujících na Venuši byla konstrukce sond výrazně pozměněna a Veněra 7 se tak v roce 1970 stala prvním lidským výtvorem, který měkce přistál na povrchu této planety. Následujícím sondám Veněra 8--14 se přistání zdařilo vždy, nicméně náročné podmínky spolu s technickými závadami často omezily jejich funkčnost. Nicméně první geologické analýzy i snímky povrchu jsme získali právě díky jim už na přelomu 70. a 80. let.

Kartografická mapa vzniklá z dat získaných aperturním radarem sond Veněra 15 a 16. Zachycuje oblast poblíž severního pólu s Ištařinou zemí a Maxwellovým pohořím.

V roce 1978 k Venuši také dorazila první americká sonda určená pro její detailní výzkum Pioneer Venus Orbiter. Přesto, že obsahovala také 4 subsondy, které byly vypuštěny do atmosféry, její hlavní přínos je ve zmapování povrchu planety a proměření některých planetárních parametrů -- úspěšně pracovala až do začátku 90. let. Sovětské sondy Veněra 15 a 16 na druhou strany obsahovaly technologii tzv. aperturního radaru, která je založená na proměřování jednoho místa na planetě z různých pozic dráhy -- díky tomu mohly nejen proměřovat výškové sklony topografie, ale i mapovat složitou geomorfologii povrchu. Na tato měření později navázala americká sonda Magellan, která pořídila detailní mapu povrchu, velké množství radarových snímků s vysokým rozlišením i cenná měření odrazivosti povrchu. Přestože skončila předčasně díky technické poruše, dala nám mnoho cenných měření.

Budoucí mise

I když část našich otázek byla zodpovězena, další se záhy objevily. Zatímco v uplynulých deseti letech byla pozornost věnována především výkumu Měsíce a Marsu, nyní je plánováno hned několik sond k Venuši.

Představa malíře ESA: připravovaná kosmická sonda Venus Express na oběžné dráze kolem Venuše

Po úspěchu sondy Mars Express u rudé planety se ESA definitivně rozhodla využít stejného modelu výroby i startu pro sondu Venus Express. Tím se zredukuje doba potřebná pro její přípravu a také její cena -- na startovní rampu by se tak měla dostat již v roce 2005 a o rok později začít svá měření na oběžné dráze Venuše. Hlavním cílem její mise bude složitá atmosféra planety, ale bude také vybavena dalšími přístroji, např. radarem umožňujícím detailní průzkum povrchu či laserovým výškoměrem, který by měl doplnit data z předčasně ukončené mise Magellan. Díky nedávno podepsané asociační dohodě mezi ČR a ESA, která nám umožňuje plně se zapojit do jejich aktivit bez velkých počátečních investic (více na stránkách České kosmické kanceláře http://www.czechspace.cz) je možné, že by již na této evropské misi mohli spolupracovat i čeští odborníci.

Ve vzdálenější budoucnosti pak můžeme očekávat připravovanou japonskou misi Planet-C, která by se měla zaměřit také na výzkum atmosféry a magnetosféry. V současné době se plánuje start na rok 2007, ale notorické problémy japonské kosmonautiky (především peníze, ale i spolehlivost techniky) ho můžou ještě odsunout. NASA také několikrát zvažovala novou misi k Venuši, ale podle posledního vývoje se zdá, že prioritu dostane spíše lunární a marťanský výzkumný program. Návrhy např. geofyzikální a meteorologické sítě přistávacích sond, které by mohly pracovat i po dobu několika týdnů, tak zřejmě zůstanou na dlouho ještě hudbou budoucnosti.

Fyzika Venuše - I. část