Venuše je nejblíže k planetě Zemi. Hustá a oblačná atmosféra brání přímému pohledu na její povrch. Radarové zkoumání odhalilo velikou různorodost kráterů, pohoří a vulkánů. Teplota na povrchu v důsledku tzv. skleníkového efektu přesahuje 400 ° C

Oběžná dráha
Venuše je v pořadí druhou planetou Sluneční soustavy. Obíhá po téměř kruhové dráze kolem Slunce ve vzdálenosti asi 108 miliónů km. Venuše se otáčí v opačném směru než obíhá Slunce. Otočka kolem své osy trvá 243 pozemských dní. V důsledku tohoto zpětného pomalého otáčení vychází slunce nad Venuší pouze dvakrát za rok. Venuše je Zemi velmi podobná. Je jen o trochu menší než Země a má téměř stejnou hmotnost. Proto si astronomové mysleli, že na Venuši by mohly být ideální podmínky pro život – vlahý svět plný par asi jako na Zemi před 300 miliony lety - díky mrakům, které brání pronikání slunečního záření. Vesmírné sondy však objevily zdrcující skutečnost. Veliký žár, vření vulkanického světa, nedýchatelná atmosféra a déšť v podobě kyseliny sírové – jedním slovem peklo.

Povrch Venuše


Americká vesmírná loď Magellan byla sestavena z náhradních dílů sond Viking, Voyager, Ulysses a Galileo a po svém startu v roce 1989 dosáhla velkých úspěchů. Protože je Venuše stále zahalena hustými mraky, museli astronomové k fotografování povrchu použít radaru. Odražené radarové vlny vysílané sondou byly znovu zachycovány a počítačově zpracovávány. Na fotografiích lze spatřit objekty o průměru 200 m. Radarové mapy, pořízené na Zemi ukázaly, že asi 3 povrchu planety tvoří planiny, které jsou protkány sítí vysokých pohoří. Magelan také objevil mnoho tzv. impaktních neboli dopadových kráterů. Tyto krátery vznikly, když velmi velké meteority prolétly atmosférou a narazily do Venuše. Meteority při dopadu vybuchly a vytvořily talkové vlny, které způsobily velké kruhové krátery. Při výbuchu se také někdy uvolní láva, která může být těsně pod povrchem, a vyřine se na povrch. Venuše je pokryta několika stovkami tisíc sopkami. Většina sopek má pouze 2-3 km v průměru a 100 m výšky, ale největší sopky mají i přes 500 km do šířky a 3 km do výšky. Na Venuši jsou mnohem větší proudy lávy, které stékají po povrchu než kdekoliv na Zemi. Zdá se, že povrch Venuše je z kamene, pod kterým cirkulují proudy žhavé lávy. Na některých místech láva trvale prýští z děr v povrchu. Sopky také chrlí kapičky kyseliny sírové. Planetologové a geologové se zajímají o Venuši protože její povrch by se dal přirovnat k velké zkamenělině. Útvary na Venuši jsou stovky miliónu let staré a jsou stále stejné, protože na Venuši neexistují vlivy, které by měnily tvář planety.

Skleníkový efekt
Na Zemi proniká sluneční záření až k povrchu. Ten se v důsledku toho ohřívá a vyzařuje tepelné ultrafialové záření. Část tohoto záření je zachycena v troposféře. Tak se udržuje teplota na Zemi. Většina infračerveného záření odchází do vesmíru. Venuše je však stále zahalena vrstvou hustých mraků od kterých se sluneční světlo dopadající na Venuši odráží asi z 80 %. Zbytek slunečních paprsků prochází na povrch. Opět produkuje infračervené záření které je také částečně zachyceno troposférou. Na rozdíl od Země se ale převážná část IF záření nešíří do vesmíru ale je zcela zachycena mraky. Na Venuši se tak hromadí teplo, které nemá kam uniknout. Protože se mraky na Venuši chovají jako skleník, který sluneční světlo propouští, ale brání teplu uniknout ven, byl tento jev nazván „skleníkový efekt“.



Důležité objevy

1610	Galileo pozoruje a zaznamenává fáze Venuše.
1639	První pozorování přechodu Venuše.
1958	Rádiová měření naznačují vysokou teplotu povrchu.
1961	Doba otáčení kolem vlastní osy, 243 dní, změřena radarem.
1962	Mariner 2 je první sondou prolétající kolem Venuše a potvrzující její vysokou teplotu.
1970	Veněra 7 přistává na povrchu Venuše a vysílá na zem snímky.
1974	Mariner 10 při průletu pořizuje 4 tisíce snímků oblaků Venuše.
1978	První podrobné mapy vytvořené podle údajů ze sondy Pioneer.
1982	Analýza povrchových hornin a půdy přistávacími moduly Veněra 13 a 14.
1990	Sonda Magellan zahajuje podrobné mapování povrchu.

Dokument planety Merkur a Venuše



Struktura
O nitru Venuše toho mnoho nevíme. Především se vychází z informací odvozených ze simulačních modelů. Předpokládá se, že se nitro Venuše skládá z kapalného jádra obklopeného relativně tenkým pláštěm se skalnatou kůrou. Jádro tvoří pravděpodobně 24,8 % celkové hmotnosti planety a dle modelů je zde tlak až 260 GPa. Stav jádra závisí na koncentraci síry. Jednou z možností je, že Venuše nemá pevné jádro. Další možností je, že v současné době celá tekutá část jádro prochází chlazením a tudíž má přibližně stejnou teplotu.

Atmosféra
Atmosféra Venuše je poměrně hustá a především značně horká. U povrchu je atmosférický tlak devadesátkrát větší než u nás na Zemi. Stejný tlak působí u nás na ponorku, která je 3 000 m pod hladinou oceánu. Ve složení atmosféry je dominantní oxid uhličitý, jímž je tvořena z 96 %. Dále pak je 3 % zastoupen dusík a v 1 % atmosféry jsou schovány další molekuly, jako například oxid siřičitý, vodní pára, oxid uhelnatý, argon, hélium, neon, chlorovodík a fluorovodík. Mraky složené z těchto plynů odrážejí a rozptylují přibližně 90 % slunečního světla zpět do vesmíru. Tímto oblačnost zabraňuje pozorování Venušina povrchu. Povrch na Venuši je v podstatě izotermický (= při stálé teplotě => při ději se může měnit tlak a objem plynu) a tím se teplota udržuje konstantní jak mezi dnem a nocí, tak mezi rovníkem a póly. Rozdíl teploty roste s nadmořskou výškou. Sonda Magellan v roce 1995 zjistila na nejvyšších vrcholcích povrchu podobnou reflexní látku, která obsahovala podobnost k sněhu. Tato látka není s jistotou známá, ale spekulace se pohybují od telluriumu ke galenitu. Hustota při povrchu na Venuši je 65 kg/m3. Vysoká koncentrace oxid uhličitého je příčinou silného skleníkového efektu, jevu, kdy sluneční paprsky procházejí skrze atmosféru, ale teplo, které se vytvoří jejich dopadem, již atmosféra ven nepustí. Bylo vypočítáno, že Venuše odráží pouhé 2 % slunečního světla, všechno ostatní je přeměněno na záření v jiných vlnových délkách. V případě Venuše především v teplo, tedy v infračervené záření, které je polapeno v mracích oxidu uhličitého. Situaci ozřejmuje obrázek, na kterém je vidět povrchová teplota kolem 460 °C (860 °F) a postupné ochlazování ve vyšších vrstvách. Měření sondami, které zkoumaly teplotu atmosféry, přineslo zajímavé poznatky. Teplota ve stejné výšce je přibližně stejná, ať se jedná o oblast nad rovníkem či oblast na póly Venuše. Dále se zjistilo, že teplota atmosféry Venuše se v oblasti, na kterou Slunce svítí, se také příliš neliší od oblasti, kde je noc. Příčinu tohoto jevu je zřejmě nutno hledat v proudění větrů, které v horních vrstvách atmosféry vanou vysokou rychlostí (360 kilometrů za hodinu). Jednou ze zajímavostí atmosféry jsou černé skvrny, které krouží v jejích horních vrstvách. Podle výzkumníků Texaské univerzity Dirka Schulz-Makucha a Louise Irwina může planeta obsahovat v horní atmosféře vhodné místo pro život. Dle jejich slov není Venuše z astrobiologického hlediska zcela ztracena. K podpoře svého tvrzení použili výsledky archivních dat z ruských sond Veněra a amerických sond Pioneer Venus a Magellan. Chemické složení atmosféry Venuše naznačuje, že se tam odehrává něco zvláštního - odpovědí může být bakteriální život. Výzkumníci našli sirovodík a oxid siřičitý, plyny, které spolu za běžných podmínek reagují - pokud neexistuje jejich zdroj, nejsou nikde nalézány společně. Nalezen byl také sirouhlík, plyn, který za běžných podmínek pochází pouze z biologických zdrojů. Sirovodík a sirouhlík mohou pocházet z neznámého nebiologického zdroje, ale tyto reakce k účinnosti vyžadují katalyzátory. Na Zemi jsou nejlepšími katalyzátory bakterie. Podle této teorie mohou bakterie žít v mracích ve výšce 20 km v atmosféře Venuše. Tam jsou podmínky poměrně mírné. Teplota je přibližně 70 stupňů Celsia, tlak odpovídá jedné atmosféře a Venušina atmosféra v těchto výškách obsahuje vodní kapičky. Bakterie by mohly jako energetický zdroj využívat ultrafialové záření ze Slunce. Tím by se vysvětlily neobvyklé tmavé skvrny na ultrafialových snímcích planety.



Údaje o Venuši

průměr	12 103 km
prům.vzdálenost od Slunce	108 200 000 km
rychlost oběhu kolem Slunce	35,03 km/s
oběh Slunce (1 rok)	224,7 dne
otáčka kolem vlastní osy	243,01 dne
od východu k východu (1 den)	117 dnů
hmotnost	4,86*1024 kg
průměrná hustota	5250 kg.m-3
povrchová přitažlivost	8,29 m.s-2
povrchová teplota	+465 stupňů C
úniková rychlost z planety	10,36 km.s-1
inklinace (sklon) roviny oběžné dráhy	3,39 °
kulatost	?
výstřednost oběžné dráhy	0,01
magnituda v opozici	-4,4

---

---