Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 43 (vyšlo 22. listopadu, ročník 3 (2005)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Venus Express – šťastnou cestu!

Jakub Rozehnal

Dne 9. listopadu 2005 v 04:33 středoevropského času odstartovala z ruského kosmodromu BajkonurBajkonur – ruský kosmodrom, ze kterého se v roce 1957 vznesla první umělá družice Země – Sputnik 1 a v roce 1961 startoval první kosmonaut Jurij Alexejevič Gagarin. Po rozpadu Sovětského svazu leží Bajkonur na území nezávislého Kazachstánu, ale Rusko má s tamější vládou dohodu o pronájmu a využívání kosmodromu. Souřadnice kosmodromu: 63°25′ v. d., 47°22′ s. š. na nosiči Sojuz-Fregat sonda Venus Express. Jedná se nejen o první evropskou sondu ke druhé planetě sluneční soustavy, ale také o první sondu, která k VenušiVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu je na povrchu vysoká teplota, nejvyšší dosud naměřená hodnota činí 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů kilometrů s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku. odstartovala od roku 1989.

Kosmický průzkum Venuše

VenušeVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu je na povrchu vysoká teplota, nejvyšší dosud naměřená hodnota činí 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů kilometrů s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku. byla v historii cílem asi třiceti kosmických sond, jejichž mise bychom většinou mohli považovat za úspěšné. První sonda, která k planetě startovala, byla sovětská Veněra 1 (start 12. 2. 1961, následovaná americkým Marinerem 1 (start 22. 7. 1962). Mariner 1 byl však zničen ještě v zemské atmosféře krátce po startu a spojení s Veněrou 1 bylo ztraceno po 15 dnech letu. První sondou, která provedla funkční průlet okolo Venuše byl Mariner 2, který 14. 12. 1962 vyslal záznamy svých měření ze vzdálenosti 35 000 km od planety. Výsledkem analýzy předaných dat bylo zjištění, že planeta velmi pomalu rotuje v retrográdním smyslu. Dalšími výsledky bylo zjištění vysokého tlaku v atmosféře, která sahá do výšky přes 60 km, a vysoká teplota povrchu. Významným zjištěním byla nepřítomnost měřitelného magnetického pole planety.

Dne 1. března 1966 tvrdě přistálo na povrchu planety první umělé těleso – návratové pouzdro sovětské sondy Veněra 3, která provedla zpřesnění složení Venušiny atmosféry. K prvnímu skutečnému přistání došlo 15. 12. 1970. Přistávací modul sondy Veněra 7 vydržel na povrchu planety pracovat necelých 23 minut. Poté byl zničen teplotou 477 °C a tlakem 91 atmosfér. První snímky z povrchu zaslal přistávací modul sondy Veněra 9 dne 22. 10. 1975.

Venuše z Marineru

Snímek husté atmosféry Venuše, pořízený sondou Mariner 10 roku 1974.
Pozorovaná oblačnost se nachází ve výšce 60 km nad povrchem planety.

Roku 1978 se k VenušiVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu je na povrchu vysoká teplota, nejvyšší dosud naměřená hodnota činí 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů kilometrů s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku. po jedenácti letech vydala americká sonda Pioneer Venus 1, která jako první využila k povrchovému průzkumu radarová měření. Vznikla tak první trojrozměrná mapa povrchu planety, která odhalila četné, do té doby neznámé útvary. Tato sonda pracovala na venerocentrické dráze až do října 1992!

V první polovině osmdesátých let probíhal průzkum Venuše pod sovětskou taktovkou. Roku 1984 završily sondy s pořadovými čísly 15 a 16 velmi úspěšný projekt Veněra, na který navazoval program Vega. Na palubě sond Vega 1 a 2, které mj. zkoumaly Halleyovu kometu, byl i záložní polohový detektor československé výroby. Československo se podílelo i na vývoji palubního analyzátoru plazmových vln.

V polovině roku 1990 dorazila k VenušiVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu je na povrchu vysoká teplota, nejvyšší dosud naměřená hodnota činí 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů kilometrů s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku. americká sonda Magellan, která provedla dosud nejpřesnější radarové mapování povrchu. Výsledkem její práce je kompletní trojrozměrná mapa povrchu planety v rozlišení až 75 m na pixel. Sonda Magellan prováděla u Venuše měření až do října roku 1996, kdy zanikla v její atmosféře. Od té doby stála Venuše víceméně stranou zájmu kosmických sond, které se soustředily zejména na průzkum planety Mars. Okolo Venuše ještě proletěla roku 1990 sonda Galileo a v letech 1998 a 1999 sonda CassiniCassini – meziplanetární sonda NASA, ESA a ASI (Italská kosmická agentura) určená k průzkumu Saturnu. Startovala z Cape Canaveral 15. října 1997, k Saturnu dorazila 30. června 2004. Celková hmotnost Cassini (včetně paliva a pouzdra Huygens) při startu byla 5 600 kg. Vyvrcholením mise bylo měkké přistání pouzdra Huygens na povrchu Saturnova měsíce Titanu dne 14. ledna 2005. Sonda byla pojmenována podle italského matematika a astronoma Giana Domenica Cassiniho (1625-1712). Podle tohoto vědce je pojmenována i část Saturnových prstenců, tzv. Cassiniho dělení. Mise byla ukončena v roce 2017.. Cílem průletů nebyl primárně průzkum planety, ale urychlení těchto meziplanetárních těles gravitačním polem planety.

Venuše, počítačová syntéza

Počítačová syntéza dat, získaných radarovým mapováním povrchu planety družicemi Magellan a Pioneer Venus. Přestože radarové mapování neumožňuje zobrazení barev, je tu povrch Venuše zobrazen v „pseudopravých“ barvách podle snímků povrchu získaných sovětskými sondami Veněra.

Co dnes víme o Venuši

VenušiVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu je na povrchu vysoká teplota, nejvyšší dosud naměřená hodnota činí 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů kilometrů s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku., po SlunciSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. a Měsíci nejjasnější objekt oblohy, můžeme v těchto dnech pozorovat po západu Slunce jako večernici. Její velká jasnost je způsobena vysokou odrazivostí atmosféry – Venuše má vůbec nejvyšší geometrické albedoAlbedo – míra odrazivosti povrchu tělesa. Jde o poměr dopadajícího a odraženého elektromagnetického záření vyjádřený zpravidla v procentech nebo desetinných číslech. Pokud není specifikováno jinak, jde o viditelné světlo a kolmý dopad. Například albedo sněhu je 90 % (0,9), Země 31 % (0,31) a Měsíce 12 % (0,12). (0,65). Není bez zajímavosti, že přestože je Venuše Slunci blíže než Země, dopadá na její povrch menší množství záření, a to právě díky vysoké odrazivosti vlastní atmosféry.

Rotační periodu planety se podařilo změřit až díky kosmickým sondám, protože absence výrazných struktur v její atmosféře znemožnila stanovit její hodnotu pozemským pozorováním.

V populární literatuře bývá často uveden fakt, že „den“ na Venuši je delší než rok. Toto tvrzení je ovšem dosti zavádějící, neboť porovnává dobu siderické rotaceSiderická rotace – (též „siderický den“) rotace tělesa měřená vzhledem ke vzdáleným stálicím. (243 dnů, retrográdně) a oběžné doby (225 dnů). Při pohledu z Venuše – tedy tak, jako bychom měli „den“ chápat, činí perioda rotace pouhých 117 dnů.

Atmosféra Venuše obsahuje přibližně 96 % oxidu uhličitého a přes 3 % dusíku. Zbytek (méně než 1 %) připadá na oxid siřičitý, vodní páru, oxid uhelnatý, inertní plyny, chlorovodík a fluorovodík. Obrovské množství oxidu uhličitého způsobuje výrazný skleníkový efekt – teplota na denní a noční straně povrchu Venuše se proto jen málo liší a dosahuje střední hodnoty 482 °C, tedy více než na MerkuruMerkur – planeta nejbližší Slunci. Je to skalnatá planeta, posetá krátery podobně jako náš Měsíc. Jde o nejmenší planetu vůbec. Je téměř bez atmosféry. Teplota povrchu tohoto tělesa kolísá mezi −180 °C a 430 °C. Merkur se otočí kolem vlastní osy jednou za 59 našich dní. Jeho doba oběhu kolem Slunce trvá 88 dní. Jde o příklad vázané rotace (spinorbitální interakce) v poměru 2:3 způsobené slapovými silami. Dráha Merkuru kolem Slunce je protáhlá elipsa, která se stáčí vlivem přítomnosti ostatních planet. Malá část stáčení perihelia dráhy (43″ za století) je způsobena efekty obecné relativity..

Porovnání obsahu oxidu uhličitého v atmosférách velkých terestrických planetTerestrické planety – planety podobné Zemi, vyznačují se pevným povrchem a malými rozměry oproti obřím planetám podobným Jupiteru. Mezi terestrické planety řadíme Merkur, Venuši, Zemi a Mars. – 96 % u VenušeVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu je na povrchu vysoká teplota, nejvyšší dosud naměřená hodnota činí 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů kilometrů s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku., 95 % u MarsuMars – rudá planeta se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Na povrchu se nacházejí obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila. a 0,04 % u ZeměZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičićovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. vede nutně k úvahám, proč není tento plyn v naší atmosféře zastoupen mnohem výrazněji.

V dávné minulosti byly podmínky na velkých terestrických planetáchTerestrické planety – planety podobné Zemi, vyznačují se pevným povrchem a malými rozměry oproti obřím planetám podobným Jupiteru. Mezi terestrické planety řadíme Merkur, Venuši, Zemi a Mars. pravděpodobně dosti podobné a probíhaly zde i podobné geologické procesy. Sekundární atmosféry, vzniklé odplyněním při tavení hornin po odvátí lehkých vodíko-heliových atmosfér, obsahovaly z velké části oxid uhličitý. Venuše i Země mají zhruba stejné řádové zastoupení uhlíku. Země však, zejména díky živým organizmům, disponuje mechanizmy, jakými oxid uhličitý z atmosféry váže do vody, hornin a minerálů. Ve vodě je oxid uhličitý buď přímo rozpuštěn, nebo vázán chemicky v podobě uhličitanových a hydrogenuhličitanových iontů. Zahříváním se však oxid uhličitý z vody uvolňuje právě na úkor hydrogenuhličitanových iontů: CaCO3 + CO2 + H2O ↔ Ca2+ + 2 HCO3

Obrovské množství oxidu uhličitého je také chemicky vázáno ve formě vápenců. Při zvyšování teploty nad 370 °C je však oxid uhličitý vytěsňován oxidem křemičitým za vzniku křemičitanu vápenatého: CaCO3 + SiO2 ↔ CO2 + CaSiO3. Oba popsané mechanizmy uvolňování oxidu uhličitého zpět do atmosféry jsou pro nás životně důležité: plyne z nich, že čím více na Zemi poroste teplota, tím více oxidu uhličitého se bude vracet zpět do atmosféry, což zvyšování teploty ještě více urychlí. V určitém bodě by se z nich mohl vytvořit nevratný proces, který by způsobil kompletní zánik života na Zemi. I toto je důvod ke studiu podmínek, které v současnosti na Venuši panují a k pochopení procesů, které je vytvořily.

Povrch Venuše je z geologického hlediska dosti mladý a před 300÷500 miliony let byl zřejmě kompletně přetvořen. Povrch je tvořen rozsáhlými planinami pokrytými lávovými proudy a hornatými oblastmi, utvářenými vulkanotektonickými procesy. Nejvyšším pohořím jsou Maxwell Montes v oblasti Ishtar Terra, které vyčnívají do výšky až 9 km nad okolní terén (11,8 km nad střední hladinu).

Na radarových snímcích hornatých oblastí sahajících do výšek větších než 2,5 km, které pořídila sonda Magellan, si můžeme všimnout souvislosti mezi jasností a výškou: čím je daná oblast výše, tím jasnější je její radarový obraz. S největší pravděpodobností se zde projevuje skutečnost, že některé minerály jsou v různých podmínkách různě stabilní. V tomto případě se jedná o pyrit, který je stabilní za nižší teploty a nižšího tlaku (tedy ve vyšších výškách). Naopak v nížinách se tento materiál rozpadá.

Na povrchu planety najdeme mnoho útvarů geomorfologicky shodných s naší planetou, zejména vulkanických pohoří a vulkanických i impaktních kráterů. Díky husté atmosféře však okolí kráterů vypadá poněkud jinak než na Zemi či Měsíci. Atmosféra nedovolí uvolněnému materiálu transport na větší vzdálenosti, takže jej nacházíme prakticky výhradně v blízkosti kráteru. Horké podnebí naopak udržuje roztavený materiál mnohem déle v tekutém stavu.

Naopak se zde ale vyskytují útvary, které nemají na Zemi a ani v celé sluneční soustavě obdoby. Jedná se zejména o  corony (koncentrické kruhové struktury), které povrchu při celkovém pohledu dokonce dominují. Jiným typem útvarů jsou tzv. arachnoidy, pavoukovité praskliny o velikosti desítek až stovek kilometrů. Oba tyto útvary jsou zřejmě následkem tektonických procesů. Tyto pochody jsou ale odlišné než ty, které známe z naší planety. Na rozdíl od Země nemá Venuše deskovou tektoniku, resp. soudí se, že má pouze jednu desku, na které se geologická aktivita projevuje četnými vulkány. Koronovité a pavoukovité praskliny jsou tak zřejmě reakcí kůry na její deformaci nadouváním a propadáním vrstev v nitru planety. Na rozdíl od Marsu je zřejmě Venuše ještě stále vulkanicky aktivní, byť o tom zatím nemáme přímé důkazy. Pro tuto hypotézu svědčí jednak složení atmosféry a jednak zvýšený výskyt detekovaných blesků (i desítky za minutu) poblíž některých vulkánů.

Arachnoidy

Arachnoidy, pavoučí útvary, které vznikají popraskáním kůry při tlaku na její spodní část.

Alpha Regio

Pohled na kruhové dómy ve východní oblasti Alpha Regio o průměru cca 25 km. Jejich výška dosahuje asi 750 metrů. Vznikly patrně vylitím viskózní lávy a jejím utuhnutím na povrchu.

Model sopky Sapas Mons

Počítačem vytvořený trojrozměrný model sopky Sapas Mons. Tento vulkán má základnu o průměru 400 km a ční do výšky 1,5 km nad okolní hladinu.

Přestože se předpokládá, že planeta má relativně velké železné jádro, magnetické pole planety je velice slabé. To souvisí s její pomalou rotací. Atmosféra planety proto v mnohem větší míře interaguje s částicemi slunečního větru, na rozdíl od Země, která je stíněna rozsáhlou magnetosférou. A právě studium procesů, ke kterým dochází při vnikání nabitých částic do atmosféry planety, bude jedním z cílů sondy Venus Express.

Sonda Venus Express

Sondu Evropské kosmické agenturyESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008. postavilo konsorcium firem ve výrobním závodě v Toulouse (Francie). Sonda má tvar kvádru o rozměrech zhruba 1,5×1,5×2 m s dvojicí křídel solárních panelů o výkonu 800 ÷ 1 100 W, v závislosti na vzdálenosti od Slunce. Celková hmotnost sondy včetně paliva je 1 270 kg, z toho na palivo připadá 570 kg a na vědecké přístroje 93 kg.

Sonda nese tyto vědecké přístroje:

Název Cíl Země
PFS
(Planetary Fourier Spectometer)
studium chemického složení atmosféry a její teploty v různých výškách Itálie
ASPERA
(Analyser of Space Plasma and EneRgetic Atoms)
analyzátor plazmatu v okolí planety Švédsko
MAG
(MAGnetometer)
tříosý magnetometr pro studium změn magnetického pole slunečního větru v oblasti jeho interakce s planetární atmosférou Rakousko
SpicaV
(SPectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Venus)
spektrometr pro studium chemického složení atmosféry planety Francie, Belgie, Rusko
VIRTS
(ultraviolet-Visible-near InfraRed Topographic Spectrometer)
mapovací spektrometr pro ultrafialovou, viditelnou a blízkou infračervenou oblast pro studium chemického složení atmosféry ve výškách pod 40 km a ke zjišťování pohybu mraků Itálie, Francie
VMC
(Venus Mapping Camera)
širokoúhlá multispektrální kamera pro pořizování snímků v ultrafialové, viditelné a blízké infračervené oblasti spektra Německo
VeRa
(Venus Radio Science)
sledování změn frekvence signálu palubních vysílačů bude mimo jiné využíváno k upřesnění parametrů gravitačního pole Venuše, k výzkumu teplotních a tlakových profilů atmosféry při radiových zákrytech a ke zjištění charakteristik ionosféry Německo

Sonda Venus Express

Sonda Venus Express.

Konstrukce sondy je prakticky shodná se sondou Mars Express. Při její výrobě však bylo nutno přihlédnout k odlišným podmínkám, ve kterých bude sonda u Venuše pracovat. Například bylo možné zmenšit plochu solárních panelů (11 m2MarsuMars – rudá planeta se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Na povrchu se nacházejí obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila., 7 m2VenušeVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu je na povrchu vysoká teplota, nejvyšší dosud naměřená hodnota činí 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů kilometrů s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku.), protože u Venuše je k dispozici jednotkově větší množství slunečního záření. Také mohla být zmenšena velikost hlavní antény (z 1,8 na 1,3 metru). Vzhledem k tomu, že sonda bude u Venuše vystavena podstatně větším teplotám než u Marsu, muselo být zdokonaleno tepelné stínění. Zároveň byla k sondě namontována přídavná komunikační anténa (odvozená z té, která byla použita u družice Rosetta), která míří jiným směrem než anténa hlavní. Hlavní anténa bude zajišťovat komunikaci se Zemí v období kolem horní konjunkce, kdy se Venuše nachází ve větší vzdálenosti od Země (asi ve 3/4 mise). Po zbývající 1/4 mise (v dolní konjunkci) bude se sondou komunikováno přes menší anténu, takže nebude nutné sondu natáčet k Zemi hlavní anténou. Toto opatření by mělo zajistit i bezproblémovou komunikaci se sondou v případě, že ji bude nutné z důvodu tepelné ochrany přístrojů natočit.

Z dalších úprav jmenujme alespoň nutnost použití vyššího množství paliva, které je zapotřebí při přechodu na dráhu okolo planety. Zatímco Mars Express byl vybaven 270 kg paliva pro hlavní motor o tahu 400 N, sonda Venus Express potřebuje díky vyšší gravitaci k zakotvení na venerocentrické dráze pro stejný typ motoru o 300 kg paliva navíc.

Využití výrobních technologií a experimentů použitých u Mars Expressu mimo jiné umožnilo snížení nákladů na vývoj a provoz sondy (ty dosáhly asi 80 milionů EUR) a zkrácení termínu její konstrukce. Koncept mise sondy byl navržen roku 2001 a oficiálně schválen v teprve v říjnu 2002. Od plánu mise k úspěšnému vypuštění tedy uplynuly 4 roky, takže sonda si svůj název zcela právem zaslouží.

Plánovaný průběh letu

Sonda Venus Express je nyní na geocentrické dráze. Krátce po startu byly úspěšně vyklopeny fotovoltaické panely a byla navázána bezproblémová komunikace s řídicím střediskem v Darmstadtu (Německo). První korekce dráhy je plánovaná na leden 2006. Po 153 dnech od startu, 11. dubna 2006, by sonda měla být zabrzděna na polární eliptické dráze okolo Venuše s minimální vzdáleností 250 km nad povrchem planety. Maximální vzdálenost dosáhne 66 000 km a oběžná doba bude činit 24 hodin.

Nyní nezbývá než čekat a doufat, že se závěrečný manévr vydaří a že následujících nejméně 500 dní, které by měla sonda strávit studiem Venuše, přinese řadu nových znalostí, jež nám dovolí poodhalit zatím nerozluštěná tajemství naší sesterské planety.

Klip týdne: Simulovaný přelet Venuše

Simulovaný přelet Venuše (avi, 45 MB)

Počítačová animace přeletu nad Venuší. Patrné jsou bývalé sopky, krátery, brázdy a členitý terén. Venuše má velmi hustou atmosféru převážně z CO2, takže povrch je mapován většinou v radiovém oboru. Animace byla vytvořena pomocí rekonstrukce terénu z radarových pozorování.  Tlak při povrchu je 90 atm a teplota díky skleníkovému efektu okolo 480 °C. Podmínky pro život jsou zde proto mimořádně nepříznivé. Zdroj: NASA/Florida State University, 1999. (avi, 45 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage