Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 28 (vyšlo 31. července, ročník 13 (2015)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Vulkány na Venuši

Ivan Havlíček

Povrch 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. je poměrně mladý, podobně jako zemský povrch. Utvářel se v posledních několika stovkách milionů roků. Obě planetyPlaneta – nebeské těleso, které: 1) obíhá okolo Slunce. 2) má dostatečnou hmotnost, aby jeho gravitace překonala vnitřní síly pevného tělesa (dosáhne kulového tvaru odpovídajícího hydrostatické rovnováze). 3) vyčistí okolí své dráhy od drobnějších těles. Planetami jsou Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. V poslední době se název planeta vžil i pro exoplanety obíhající kolem jiných hvězd, než je naše Slunce. mají atmosféruAtmosféra – plynný obal vesmírného tělesa, který si těleso drží vlastní gravitací. Atmosféru mají především planety. Málo hmotné atomy z atmosféry relativně snadno unikají do meziplanetárního prostoru. a jsou téměř stejně velké a také jejich dráhy jsou, v celkovém měřítku Sluneční soustavy, zhruba stejně vzdáleny od SlunceSlunce – 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.. Venuše se ale v mnoha podrobnostech od Země výrazně odlišuje. Na povrchu Venuše je více než 150 velkých vulkanických štítů. Tyto mohutné sopečné hory mají průměr základny široký mezi 100 až 600 km a jejich vrcholy ční do výše 0,3 až 5 km. Většina z nich měří v průměru 100÷200 km. Nejmohutnější štít Theia Mons se nachází v oblasti Beta Regio, úpatí dosahuje více než 700 km a jeho vrchol se vypíná nad okolní terén do výše 5,5 km. Vulkánů o velikosti 20÷100 km je zde asi 270, z nichž ale jen 70 je skutečnými horami. Se zmenšujícími se rozměry počet vulkánů roste a sopek menších než 20 km je na Venuši odhadem nejméně 100 000.

Perspektivní pohled na povrch Venuše v oblasti Sedna Planitia

Perspektivní pohled na povrch Venuše v oblasti Sedna Planitia vytvořený podle stereoskopického měření sondy MagellanMagellan – 1) americká sonda, která vylétla 4. května 1989 vstříc planetě Venuši. Na oběžné dráze kol Venuše započala svůj výzkum 10. srpna 1990. Hlavním programem mise bylo poměrně detailní radarové mapování povrchu v rozlišení alespoň 100 m. Radarové mapování MGN (Magellan Venus Radar Mapping Mission) probíhalo ve třech cyklech s rozdílnými parametry oběžné dráhy, takže výsledkem je možnost stereoskopického zobrazení povrchu ve velmi vysokém rozlišení. Od 14. září 1992 probíhalo ve dvou cyklech proměřování gravitačních povrchových nerovnoměrností planety. Každý cyklus trval 243 dnů vzhledem k rotaci planety a snaze zobrazit celý povrch. Mise byla ukončena 13. října 1994 po ztrátě signálu o den dříve. Výsledky mise Magellan umožnily dosud nejpodrobnější zobrazení povrchových charakteristik planety včetně výstupu ve formě stratigrafických geologických a gravitačních map.
2) portugalský mořeplavec Fernão de Magalhães, který vedl první výpravu kolem světa 1519 až 1522. Zahynul bídnou či hrdinskou smrtí – podle toho, kdo o ní bude vypovídat – rukama Filipínců. Zprávu o jeho cestě zapsal Antonio Pigafetta, který jako jeden z mála námořníků obeplul tehdy poprvé celý svět. Po Magellanovi jsou pojmenovány satelitní galaxie Mléčné dráhy viditelné na jižní obloze a také sonda vyslaná agenturou NASA k Venuši.
. Barevné kódování vyjadřuje vyzařování povrchu. Zdroj: NASA.

Venuše – 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.

Magellan – 1) americká sonda, která vylétla 4. května 1989 vstříc planetě Venuši. Na oběžné dráze kol Venuše započala svůj výzkum 10. srpna 1990. Hlavním programem mise bylo poměrně detailní radarové mapování povrchu v rozlišení alespoň 100 m. Radarové mapování MGN (Magellan Venus Radar Mapping Mission) probíhalo ve třech cyklech s rozdílnými parametry oběžné dráhy, takže výsledkem je možnost stereoskopického zobrazení povrchu ve velmi vysokém rozlišení. Od 14. září 1992 probíhalo ve dvou cyklech proměřování gravitačních povrchových nerovnoměrností planety. Každý cyklus trval 243 dnů vzhledem k rotaci planety a snaze zobrazit celý povrch. Mise byla ukončena 13. října 1994 po ztrátě signálu o den dříve. Výsledky mise Magellan umožnily dosud nejpodrobnější zobrazení povrchových charakteristik planety včetně výstupu ve formě stratigrafických geologických a gravitačních map.
2) portugalský mořeplavec Fernão de Magalhães, který vedl první výpravu kolem světa 1519 až 1522. Zahynul bídnou či hrdinskou smrtí – podle toho, kdo o ní bude vypovídat – rukama Filipínců. Zprávu o jeho cestě zapsal Antonio Pigafetta, který jako jeden z mála námořníků obeplul tehdy poprvé celý svět. Po Magellanovi jsou pojmenovány satelitní galaxie Mléčné dráhy viditelné na jižní obloze a také sonda vyslaná agenturou NASA k Venuši.

Venus Express – sonda k Venuši vypuštěná Evropskou kosmickou agenturou 9. listopadu 2005. U Venuše úspěšně pracovala od dubna 2006 do prosince 2014. Hlavním úkolem byl průzkum husté atmosféry planety, plazmatického prostředí a povrchu Venuše. Většina přístrojů byla obdobou přístrojů mise Mars Express.

Atmosféru tvoří téměř výhradně oxid uhličitý, Venuše je tedy silně ovlivněna skleníkovým efektem. Teplota povrchu dosahuje 470 °C (≈740 K) a atmosférický tlak při povrchu je zhruba stonásobný oproti tlaku vzduchu při povrchu moře na Zemi. Atmosféra zde má hustotu 65 kg/m3. Hustota vzduchu na Zemi je 1,29 kg/m3. Následkem toho se na povrchu voda prakticky nevyskytuje. Voda není ani v atmosféře, oblaka jsou zde tvořena převážně kyselinou sírovou a jsou mnohem výše než oblačná patra na Zemi. Díky tomu veškeré povrchové útvary vypadají po dlouhou dobu velmi čerstvě. Na Venuši nepozorujeme známky deskové tektoniky. Nejsou zde dlouhé linie vulkanických útvarů a ani subdukčnísubdukce – zasouvání jedné litosférické desky pod druhou. Jde o jeden z projevů tektonické aktivity. zvrásnění, které by naznačovalo vzájemné pohyby větších povrchových oblastí. Veškeré projevy vulkanismu jsou jen lokální, pravděpodobně mají příčinu v podpovrchových horkých skvrnách. Vulkanismus na Venuši není tak eruptivní, jako na Zemi. Při tlaku, jaký je na povrchu, by láva musela obsahovat mnohem vyšší podíl plynů, aby místní sopky byly podobné pozemským. Pozemské sopečné výbuchy, výrony popela a oblaka plynů prýštící ze sopečných jícnů jsou podmíněny přítomností vody, která ale na Venuši chybí. Umělecké malůvky s kouřícími vulkány jsou zde jen výplodem nedomyšlené fantazie a skutečnosti se, dle našich současných znalostí, nepodobají ani omylem. Vulkanické útvary na Venuši jsou zcela podřízeny místním podmínkám a typickým projevem vulkanismu zde jsou lávová pole a řečiště husté lávy. Nepřítomnost subdukčních zón, a tedy nepřítomnost skokového uvolňování podpovrchového napětí výbušnost místních sopek také snižuje. Aktuální pohled na vulkanickou činnost je ale, vzhledem k obtížnému zkoumání povrchu skrze téměř 70 km vysokou a pro viditelné záření neprůhlednou atmosféru, stále velmi náročným úkolem.

Rozložení vulkanických útvarů na Venuši

Rozložení vulkanických útvarů na Venuši. Zelené oblasti jsou oproti modrým vyšší o 1÷2 km, žluté a červené oblasti jsou ještě vyšší – zhruba o 3÷4 km oproti modrým plochám. Na povrchu se nachází cca 1 600 velkých vulkanických útvarů nejrůznějšího druhu a bezpočet menších. Celkově nelze počet vulkánů současnými technickými prostředky určit. Odhady se různí mezi čísly 100 000 ÷ 1 000 000. Podkladem pro zobrazení jsou topografická data ze sondy MagellanMagellan – 1) americká sonda, která vylétla 4. května 1989 vstříc planetě Venuši. Na oběžné dráze kol Venuše započala svůj výzkum 10. srpna 1990. Hlavním programem mise bylo poměrně detailní radarové mapování povrchu v rozlišení alespoň 100 m. Radarové mapování MGN (Magellan Venus Radar Mapping Mission) probíhalo ve třech cyklech s rozdílnými parametry oběžné dráhy, takže výsledkem je možnost stereoskopického zobrazení povrchu ve velmi vysokém rozlišení. Od 14. září 1992 probíhalo ve dvou cyklech proměřování gravitačních povrchových nerovnoměrností planety. Každý cyklus trval 243 dnů vzhledem k rotaci planety a snaze zobrazit celý povrch. Mise byla ukončena 13. října 1994 po ztrátě signálu o den dříve. Výsledky mise Magellan umožnily dosud nejpodrobnější zobrazení povrchových charakteristik planety včetně výstupu ve formě stratigrafických geologických a gravitačních map.
2) portugalský mořeplavec Fernão de Magalhães, který vedl první výpravu kolem světa 1519 až 1522. Zahynul bídnou či hrdinskou smrtí – podle toho, kdo o ní bude vypovídat – rukama Filipínců. Zprávu o jeho cestě zapsal Antonio Pigafetta, který jako jeden z mála námořníků obeplul tehdy poprvé celý svět. Po Magellanovi jsou pojmenovány satelitní galaxie Mléčné dráhy viditelné na jižní obloze a také sonda vyslaná agenturou NASA k Venuši.
. Zdroj: Volcano World.

Venuši do dnešní doby zkoumalo celkem 40 kosmických sond, z nichž byly pravděpodobně, z hlediska dlouhodobého a soustavného sběru dat, nejvýznamnější tři mise. Od roku 1978 do srpna 1992 pracoval na oběžné dráze americký Pioneer Venus Orbiter. V první polovině devadesátých let pak americká sonda MagellanMagellan – 1) americká sonda, která vylétla 4. května 1989 vstříc planetě Venuši. Na oběžné dráze kol Venuše započala svůj výzkum 10. srpna 1990. Hlavním programem mise bylo poměrně detailní radarové mapování povrchu v rozlišení alespoň 100 m. Radarové mapování MGN (Magellan Venus Radar Mapping Mission) probíhalo ve třech cyklech s rozdílnými parametry oběžné dráhy, takže výsledkem je možnost stereoskopického zobrazení povrchu ve velmi vysokém rozlišení. Od 14. září 1992 probíhalo ve dvou cyklech proměřování gravitačních povrchových nerovnoměrností planety. Každý cyklus trval 243 dnů vzhledem k rotaci planety a snaze zobrazit celý povrch. Mise byla ukončena 13. října 1994 po ztrátě signálu o den dříve. Výsledky mise Magellan umožnily dosud nejpodrobnější zobrazení povrchových charakteristik planety včetně výstupu ve formě stratigrafických geologických a gravitačních map.
2) portugalský mořeplavec Fernão de Magalhães, který vedl první výpravu kolem světa 1519 až 1522. Zahynul bídnou či hrdinskou smrtí – podle toho, kdo o ní bude vypovídat – rukama Filipínců. Zprávu o jeho cestě zapsal Antonio Pigafetta, který jako jeden z mála námořníků obeplul tehdy poprvé celý svět. Po Magellanovi jsou pojmenovány satelitní galaxie Mléčné dráhy viditelné na jižní obloze a také sonda vyslaná agenturou NASA k Venuši.
, která vydržela na oběžné dráze od 10. srpna 1990 až do 13. září 1994 a provedla téměř kompletní radarové mapování povrchu s rozlišením 100 metrů a méně. Třetí a zatím poslední misí byla evropská sonda Venus ExpressVenus Express – sonda k Venuši vypuštěná Evropskou kosmickou agenturou 9. listopadu 2005. U Venuše úspěšně pracovala od dubna 2006 do prosince 2014. Hlavním úkolem byl průzkum husté atmosféry planety, plazmatického prostředí a povrchu Venuše. Většina přístrojů byla obdobou přístrojů mise Mars Express., určená zejména pro výzkum atmosféry. Venus Express pracovala od 11. dubna 2006 do 16. prosince 2014 na protáhlé oběžné dráze s dobou oběhu 24 hodin, která byla v průběhu května a června 2014 brzděním o horní vrstvy atmosféry snížena a zkrácena na 22 hodin a 20 minut. Výzkumu prováděnému sondou Venus Express jsme postupně věnovali několik článků (AB 43/2005, 17/2006, 37/2007). Otázkou, jejíž odpověď dlouho nenabývala ostřejších obrysů, bylo, zda je současný povrch planety dnes ještě vulkanicky aktivní. Pokud ano, jak tedy probíhající vulkanismus na Venuši vypadá?

Kamerou VMC (Venus Monitoring Camera) na palubě Venus Express byla po celou dobu mise prováděna příležitostná měření teplotní aktivity povrchu Venuše. Kamera VMC pracuje ve čtyřech spektrálních pásmech: 0,365 µm (UV); 0,513 µm (viditelná oblast); 0,965 µm (blízké IR1) a 1,010 µm (blízké IR2). V kanálu VMC IR2, pro který je Venušina atmosféra téměř průhledná, byly postupně zaznamenány lokální teplotní změny v oblasti Ganiki Chasma. Výrazné zvýšení teploty se podařilo zaznamenat několikrát ve stejných místech. Tyto teplejší skvrny byly ztotožněny s místy v dlouhém řečišti plném souběžných puklin poblíž útvarů Ozza MonsMaat Mons. Oblasti puklin a laločnaté pláně jsou zde stratigraficky nejmladšími druhy terénu. Je tedy možné, že jejich geologické utváření stále ještě probíhá.

Geologická mapa studované oblasti Severní oblast Atla Regio

Nahoře: Geologická mapa studované oblasti s vyznačením míst, v nichž byly pozorovány lokální teplotní změny. Dole: Severní oblast Atla Regio. Jednotlivá místa s lokálně proměnlivou teplotou byla označena velkými písmeny A až D. Nalevo je topografická mapa (fialová značí nejnižší úroveň, červená nejvyšší), napravo lokalizace oproti radarovému snímku terénu mise MagellanMagellan – 1) americká sonda, která vylétla 4. května 1989 vstříc planetě Venuši. Na oběžné dráze kol Venuše započala svůj výzkum 10. srpna 1990. Hlavním programem mise bylo poměrně detailní radarové mapování povrchu v rozlišení alespoň 100 m. Radarové mapování MGN (Magellan Venus Radar Mapping Mission) probíhalo ve třech cyklech s rozdílnými parametry oběžné dráhy, takže výsledkem je možnost stereoskopického zobrazení povrchu ve velmi vysokém rozlišení. Od 14. září 1992 probíhalo ve dvou cyklech proměřování gravitačních povrchových nerovnoměrností planety. Každý cyklus trval 243 dnů vzhledem k rotaci planety a snaze zobrazit celý povrch. Mise byla ukončena 13. října 1994 po ztrátě signálu o den dříve. Výsledky mise Magellan umožnily dosud nejpodrobnější zobrazení povrchových charakteristik planety včetně výstupu ve formě stratigrafických geologických a gravitačních map.
2) portugalský mořeplavec Fernão de Magalhães, který vedl první výpravu kolem světa 1519 až 1522. Zahynul bídnou či hrdinskou smrtí – podle toho, kdo o ní bude vypovídat – rukama Filipínců. Zprávu o jeho cestě zapsal Antonio Pigafetta, který jako jeden z mála námořníků obeplul tehdy poprvé celý svět. Po Magellanovi jsou pojmenovány satelitní galaxie Mléčné dráhy viditelné na jižní obloze a také sonda vyslaná agenturou NASA k Venuši.
. Na snímku je vyznačen kráter Sitwell. Zdroj: [1].

Jelikož doba oběhu sondy Venus Express trvala 24 hodin a Venuše se otáčí mnohem pomaleji, bylo možné totéž místo sledovat v potřebném rozlišení a geometrii vždy jedenkrát denně. Měření jsou tedy datována číslem oběhu sondy okolo planety. Pozorovaná oblast Atla Regio o rozloze 1,44×106 km2 se v době pozorování nacházela na noční straně a výraznější zvýšení lokální teploty bylo zaznamenáno jen při několika obletech. Kamerou VMC však bylo provedeno postupně 316 pozorovacích sérií, z nichž bylo 37 v poměrně dostačující kvalitě a souhrnně bylo pořízeno 2 463 snímků sledované oblasti. Místní teplotní anomálie byly dopočítány z intenzity naměřeného signálu odpovídající vyzařování povrchu. Do výpočtu bylo nutno zavést také opravy týkající se možného ovlivnění atmosférou. Postupně byla vyloučena možnost, že by zjasňování jednotlivých objektů mohlo být způsobeno proměnlivou propustností atmosféry pro příslušné spektrální pásmo. Četnost pozorovaných změn jasností jednotlivých objektů a také průběh jejich zjasňování a mizení neodpovídaly možným časovým změnám probíhajícím v atmosféře. Pro naměřený soubor dat je jediným představitelným vysvětlením zdroj související přímo s povrchem planety.

Okolní povrch mimo jasné skvrny se teplotně pohybuje kolem ≈740 K. Podrobnou analýzou naměřených dat bylo zjištěno, že některé jasné skvrny o ploše kolem 1 km2 dosahují každá až 1 100 K, což je ukázáno na snímcích objektu A získaných při obletech 793 a 795. Menší skvrny, dosahující teploty 950 K, jsou spolu s rozsáhlejšími oblastmi o rozloze až 200 km2 o teplotě 800 K zachyceny na snímcích z obletů 1147 a 1148 (objekty B a D). Interpretace výsledků je ale stále velice opatrná. Jasné horké skvrny zaznamenané s teplotou až o 360 stupňů vyšší, než jakou má okolní terén, by mohly být lávou vyvěrající na povrch, ale také jen podpovrchovým dějem či výronem žhavých plynů. Jisté je, že povrch Venuše se geologicky mění i v současnosti, což bylo potvrzeno přímým pozorováním těchto změn.

Teplotní anomálie v místě objektu A

Teplotní anomálie v místě objektu A při obletech 793 a 795. Vlevo je čistá mapa získaná při radarovém mapování MGN (Magellan Venus Radar Mapping Mission), vpravo spolu s umístěním záznamu jasných horkých skvrn zaznamenaných kamerou VMC sondy Venus Express. Barevná stupnice zobrazuje rozdíly teploty uvnitř jednotlivých skvrn. Zdroj: [1].

Jasné skvrny B, C a D

Jasné skvrny B, C a D zachycené při obězích 1147 a 1148. Klíč je stejný
jako na předchozím obrázku. Zdroj: [1].

Ve prospěch vulkanismu probíhajícího v současné době na povrchu Venuše hovoří také měření obsahu oxidu siřičitého v atmosféře. Řada měření je poměrně dlouhá a sahá do konce sedmdesátých let, kdy byl zahájen průzkum Venuše misemi Pioneer Venus Multiprobe a Pioneer Venus Orbiter. Proměnlivá koncentrace oxidu siřičitého by mohla znamenat nárazovité dotování atmosféry sírou právě z vulkanické činnosti. V obdobných hodnotách se podařilo naměřit kolísavou koncentraci tohoto plynu také sondě Venus Express.

Kolísavé množství oxidu siřičitého v horních vrstvách

Kolísavé množství oxidu siřičitého (počet molekul na milardu všech molekul daného objemu) v horních vrstvách atmosféry dle měření misemi Pioneer Venus a Venus Express. Zdroj: CNES.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage