Venuše
Vzdálenost od Slunce
maximální
109,0 mil. km
minimální
107,4 mil. km
střední
108,2 mil. km
Rovníkový průměr 12 102 km
Úniková rychlost 10,36 km/s
Střední oběžná rychlost 35,03 km/s
Doba oběhu 224,7 pozemských dnů
Doba rotace 243,01 pozemských dnů
Povrchová teplota 465°C
Atmosférický tlak 94násobek zemského
Hmotnost 82% Země
Střední hustota 5,25 g/cm3
Excentricita dráhy 0,007
Sklon dráhy k rovníku 177,3°
Sklon dráhy k ekliptice 3,4
Albedo (odrazivost) 0,64
Přitažlivost na rovníku 88% zemské



Venuše je druhá planeta od Slunce, šestá největší. Její oběžná dráha je téměř kruhová, s excentricitou menší než 1%.

Hmotností a rozměrem se příliš neliší od Země. Po Slunci a Měsíci je třetím nejjasnějším nebeským tělesem. Podobně jako Merkur je Venuše pro nás vnitřní planetou: tzn., že se na obloze může od Slunce vzdálit jen o určitý úhel (až 48°). Tato její poloha také způsobuje, že při pohledu ze Země vidíme její fáze podobné fázím Měsíce. Radarová měření prokázala, že Venuše rotuje kolem své osy velmi pomalu (jednou za 243 dní) a to ještě opačným směrem než všechny ostatní planety kromě Uranu. Venuše se může podobně jako Merkur dostat na spojnici Země a Slunce, takže můžeme také pozorovat její přechod přes sluneční disk. Je to však mnohem vzácnější úkaz než přechod Merkuru. Poslední přechod Venuše nastal v roce 1882 a k dalšímu dojde v roce 2004 (7. června).

Díky svému výjimečnému lesku na večerní či ranní obloze a svému velmi nápadnému a rychlému pohybu po obloze nemohla uniknout pozornosti našich předků. Vždyť Venuše - nazývána Večernicí či Jitřenkou - je po Slunci a Měsíci třetí nejjasnější objekt na naší obloze. Zprávy o pozorování této planety pocházejí již z druhého tisíciletí před naším letopočtem. Nejstarší zachované tabulky jejího pohybu po obloze pocházejí z 16. století před naším letopočtem (!!) a byly sestaveny za vlády krále Amizadugy.



Rotace
Rotace Venuše je poněkud neobvyklá, protože je velmi pomalá (1 den = 243 pozemských dní, což je o něco víc než jeden rok na Venuši) a retrográdní. Délka Venušina dne je však větší než délka Venušina roku. Venuše oběhne kolem Slunce jednou za necelých 225 pozemských dnů. Navíc rotuje v opačné směru než všechny ostatní planety (má tzv. retrográdní rotaci). Jedním z možných vysvětlení pomalé retrográdní rotace je dopad velkého tělesa v počátku existence planety, který zpomalil rotaci a převrátil osu rotace vzhůru nohama.
Kromě toho jsou perioda rotace Venuše a její oběžná dráhy synchronizovány tak, že Venuše je k Zemi v místě vzájemného největšího přiblížení obou planet otočena vždy totéž stranou. Zda je to nějaký rezonanční efekt nebo pouhá náhoda, není známo.
Venuše je někdy považována za sesterskou planetu Země. V některých ohledech jsou si tyto planety velmi podobné:
- Venuše je jen o málo menší než Země (95% poloměru Země, 80% hmotnosti Země).
- Obě mají jen málo kráterů, což nasvědčuje relativně mladému povrchu.
- Jejich hustota a chemické složení jsou podobné.
Díky těmto shodám byly vyslovovány názory, že pod hustými mraky by mohl být povrch velmi podobný pozemskému a že by se na něm mohl nacházet i život. Naneštěstí pozdější mnohem detailnější studie odhalily, že Venuše se od Země v mnoha významných ukazatelích radikálně liší.



Řez
Vnitřní stavba Venuše je pravděpodobně velmi podobná zemské - železité jádro (okolo 6000 km v průměru) , které tvoří 45 % průměru a 12 % objemu planety, plášť z roztavených hornin tvořící většinu planety. Nedávné výsledky z Magellanových gravitačních měření ukazují, že kůra Venuše je mocnější a tlustší, než se donedávna předpokládalo. Stejně jako na Zemi jsou pohyby v plášti Venuše zdrojem napětí na povrchu, které se ale vybíjí na relativně malých územích namísto toho, aby se koncentrovalo na okrajích pevninských desek, jako je tomu v případě Země. V době utváření sluneční soustavy zřejmě vznikaly Venuše i Země dost blízko sebe, tedy z podobného materiálu

Venuše nemá žádné magnetické pole - pravděpodobně v důsledku pomalé rotace.



Povrch Venuše
Země Venuše Povrch Venuše je prozatím nejméně známý ze všech terestrických těles. Není vůbec přístupný pozorování ve viditelném světle, takže zbývá pouze možnost radiolokačního pozorování. 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.
Většinu povrchu Venuše tvoří rovné pláně s malými výškovými rozdíly. Je tam ale i několik rozsáhlých prohlubní (Atalanta Planitia, Guinevere Planitia, Lavinia Planitia) a dvě mohutné hornaté oblasti - Ishtar Terra na severní polokouli (ve velikosti Austrálie) a Aphrodite Terra podél rovníku (zhruba velikosti Jižní Ameriky). Vnitřek Ishtar vyplňuje z velké části náhorní plošina Lakshmi Planum, která je obklopena nejvyššími horami Venuše včetně enormní Maxwell Montes. Data z obrazového radaru sondy Magellan ukázala, že mnoho místa na povrchu Venuše pokrývají lávové proudy. Jsou zde rozličné oblasti vulkánů (podobné Havaji nebo Olympus Mons na Marsu). Nedávno zveřejněné nálezy naznačují, že Venuše je dosud vulkanicky aktivní, ale jen na několika žhavých místech. Na většině zbylého povrchu panuje už několik set miliónů let geologický klid. Na Venuši se nenacházejí žádné malé krátery - vypadá to tak, že menší meteory se b husté atmosféře vypaří dřív, než stačí dosáhnout povrchu. Krátery, které na Venuši jsou, pocházejí od velikých meteoritů, jimž se podařilo dospět až na povrch, třebaže byly po průletu atmosférou značně zbržděné a připravené o část své hmoty.


Povrch Venuše Povrch Venuše Povrch Venuše



Nejstarší terény na Venuši vypadají, že jsou staré kolem 800 miliónů let. Rozsáhlá sopečná činnost setřela dřívější povrch setřela - včetně velkých kráterů z ranné historie planety. Obrázky ze sondy Magellan ukazují širokou sbírku zajímavých a unikátních útvarů včetně "lívancovitých" vulkánů, které vypadají jako vytvořené erupcí velmi řídké lávy, či kruhovitých útvarů vyhlížejících jako zborcené kupole nad magmatickými ložisky.

Povrch Venuše Povrch Venuše 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.


Atmosféra na Venuši
Pravděpodobně největší pozoruhodností Venuše je její atmosféra. Velmi podstatnou složkou Venušiny atmosféry je oxid uhličitý(CO2). Teplota na povrchu planety dosahuje 450°C a tlak 90kPa. Teplota ve výšce 250 km je kolem 27°C a klesá na -93°C 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°C 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 závěr
Venuše 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°C a v dešti kyseliny sírové mohl existovat nějaký život.



Výzkum Venuše
Zprávy o pozorování této planety pocházejí již z druhého tisíciletí před naším letopočtem. Nejstarší zachované tabulky jejího pohybu po obloze pocházejí z 16. století před naším letopočtem (!!) a byly sestaveny za vlády krále Amizadugy. Historie poznávání Venuše je velmi dlouhá, takže začneme od chvíle, kdy začal její skutečný výzkum. Bylo to kupodivu velmi pozdě. Skutečný průzkum započal až 10. 3. 1961 v Americe. Proč tak pozdě? Důvod byl velmi prozaický. Planeta Venuše je zahalena do velmi husté a hmotné atmosféry, takže není možné přímo pozorovat její pevný povrch, který se nachází asi 65 kilometrů pod oslnivě bílými mraky. Proto je pozorování Venuše tak svízelné. I když Venuši vidíme velmi dobře i pouhým okem, pozorujeme jen její oblačnou přikrývku.

1610 konec září Galileo Galilei pozoroval fáze Venuše
1677 E.Halley navrhl pozorovat přechody Venuše přes Slunce pro určení vzdálenosti Země - Slunce
6.června 1761 M.V. Lomonosov objevil atmosféru Venuše
1932 T.S.Adams a T.Dunham zjistili oxid uhličitý v atmosféře
1958 z měření vlastního rádiového záření byla určena překvapivě vysoká teplota, později plně potvrzena
1961 první radarové určení vzdálenosti
1.února 1961 start první sondy k Venuši. Sonda Veněra 1 prolétla ve vzdálenosti 100 000 km od planety, ale kontrolní středisko se sondou ztratilo spojení dříve, než dosáhla oblasti Venuše 1962 astronomové na observatoři Pic Du Midi ve Francii zjistili, že rychlost rotace planety je 4 dny. Dnes víme, že je to rychlost oblačné vrstvy, která se pohybuje 60 krát rychleji než vlastní planeta
22.srpna 1962 start sondy Mariner 2, která 14 prosince odvysílala první informace o Venuši ze vzdálenosti 35 000 km od planety
1964 - 1966 radarové určení rotace Venuše
12.listopadu 1965 start stanice Veněra 2. Koncem února 1966 prolétla ve vzdálenosti 24 000 km od planety 1965, 16.listopadu start sondy Veněra 3, která 1.března 1966 dosáhla povrchu Venuše
12.června 1967 start sondy Veněra 4. Přistála 18. října 1967. Vysílala první přímá měření z atmosféry 1967,14.června start sondy Mariner 5. Průlet kolem Venuše 15.října 1967 ve vzdálenosti 4 100 km. Další údaje o atmosféře
5.ledna 1969 start sondy Veněra 5. Sonda přistála 16.května 1969. Až do výšky 20 km nad povrchem vysílala data. První měření na noční straně planety
10.ledna 1969 start sondy Veněra 6. Cílové planety dosáhla 17. května 1969. Další měření v atmosféře
17.srpna 1970 start sondy Veněra 7, která 15. prosince měkce přistála na planetě a 23 minut vysíala přímo z povrchu. První měkké přistání na cizí planetě
27.března 1972 start sondy Veněra 8, která 22. července vysílala plných 50 minut z povrchu
2.listopadu 1973 start sondy Mariner 10, jejíž cílovou planetou byl Merkur. Dráha byla zvolena tak, že nejprve 5 února 1974 prolétla ve vzdálenosti 5 800 km od Venuše. Televizní kamera potvrdila rychlé proudění v oblačné vrstvě.
8.června 1975 start sondy Veněra 9, která 22. října dopravila přistávací pouzdro na povrch Venuše. Druhá část sondy vytvořila první umělou družici Venuše. Přistávací modul vyslal první televizní záběry povrchu
14.června 1975 na cestu se vydala Veněra 10, dvojče Veněry 9. Dne 25. října 1975 vysílala 65 minut z povrchu. Orbitální část se stala druhou umělou družicí Venuše
20.května 1978 odstartovala sonda Pioneer Venus 1, která se 3. prosince 1978 stala třetí umělou družicí Venuše. Mapovací radar sondy poskytl data pro mapu téměř celého povrchu planety
8.srpna 1978 start sondy Pioneer Venus 2, sestavené ze čtyř sestupových modulů, které 9. prosince 1978 zkoumaly podmínky v atmosféře planety. Jedno z pouzder vysílalo 63 minut z povrchu
8.září 1978 start sondy Veněra 11, která dorazila 25. prosince do oblasti cílové planety. Vysílala 95 minut z povrchu a provedla podrobný rozbor ovzduší
14.zíří 1978 start sondy Veněra 12, dvojče Veněry 11. Přistávací modul vysílal plných 112 minut z povrchu.
30.října 1981 start sondy Veněra 13
6.listopadu 1981 start sondy Veněra 14
1.března 1982 na Venuši přistál sestupový modul sondy Veněra 13
5.března 1982 na Venuši přistál sestupový modul sondy Veněra 14. Oba moduly vysílaly barevné televizní snímky z povrchu a provedly rozbor vzorků půdy odebraných z hloubky 30 mm
2.černva 1983 start sondy Veněra 15
7.června 1983 start sondy Veněra 16
10.října 1983 sonda Veněra 15 se stala čtvrtou umělou družicí Venuše
14.října 1983 sonda Veněra 16 se stala pátou umělou družicí Venuše. Obě sondy byly vybaveny aparaturou pro radarové mapování povrchu planety
15.prosince 1984 start sondy Vega 1
21.prosince 1984 start sondy Vega 2. Úkolem obou sond byl průzkum Venuše a Halleyovy komety. Vega 1 proletěla kolem Venuše 11. června 1985, Vega 2 o čtyři dny později. Přistávací pouzdra obou sond obsahovala přístroje pro studium povrchu planety a balóny pro výzkum atmosféry Venuše. Přístroje Vegy 2 pracovaly 20 minut na povrchu Venuše a 46 hodin v její atmosféře. Gravitační pole Venuše ovlivnilo dráhu hlavních částí sond tak, že po malých korekcích prolétly 6. a 9. března 1986 kolem Halleyovy komety.



Zpět na Merkur Úvodní stránka Vpřed na Země