Venuša

Unicode označenie: ♀

Venuša je v poradí od Slnka druhou planétou slnečnej sústavy a po Slnku a Mesiaci je najjasnejší objekt viditeľný zo Zeme. Jej meno je po starorímskej bohyni lásky. Keďže jej dráha sa nachádza vo vnútri dráhy Zeme, tak sa nikdy na oblohe nevzdiali ďaleko od Slnka, od ktorého jej maximálna úhlova vzdialenosť môže byť až 48^o. Videiť ju je možné zo Zeme len krátko pred svitaním alebo krátko po zotmení. Výnimočne je ju možné vidieť voľným okom vo dne. Patrí medzi terestriálne planéty, veľkosťou a skladbou sa veľmi podobá Zemi. Niekedy je preto nazývaná "sesterskou planétou" Zeme. Kým orbity všetkých ostatných planét sú elipsy, tak orbita Venuše je jediná takmer kružnica. Slnko je iba o 0,7% mimo skutočný stred jej obežnej dráhy. Venušu už poznali starí Babylončania okolo roku 1600 pred Kr. a pravdepodobne bola známa aj v predhistorických dobách práve kvôli jej jasnej viditeľnosti. Ďaľšie názvy Venuše boli Hesperos, Phosphorus, Afrodita, Astarta, Ištar. V minulosti jej jasnosť na oblohe využívali ako orientačný bod aj moreplavci.

Okolo Slnka obieha rýchlosťou 35 km/s. Od Zeme sa vzdiali maximálne na 259 miliónov kilometrov, minimálne na 40 miliónov kilometrov. Nijaká planéta sa k Zemi nepriblíži bližšie ako Venuša. Vidieť prechádzať Venušu cez slnečný kotúč je možné len štyrikrát za 243 rokov. Prvým človekom, ktorý objavil možnosť tohto úkazu bol Johannes Kepler, nestihol si však svoje výpočty overiť pretože zomrel v roku 1630, čiže rok pred týmto úkazom. Najbližší prechod Venuše cez Slnko bude pozorovateľný len v Ázii v roku 2012. Na našom kontinente bude pozorovateľný až v roku 2117. Zvláštnosťou Venuše je jej opačný smer otáčania okolo vlastnej osi vzhľadom na iné planéty. Táto zvláštnosť nie je dodnes uspokojivo vysvetlená. Jej rotácia patrí medzi najpomalšie v slnečnej sústave. Za touto pomalou rotáciou pravdepodobne stoja slapové pôsobenia jej veľmi hmotnej atmosféry. Dĺžke jednej rotácie okolo svojej osi trvá 243 pozemských dní, na obeh okolo Slnka však potrebuje len 117 pozemských dní. Toto je spôsobené obehom okolo Slnka v protismere rotácie. Z pozemského hľadiska na Venuši vychádza Slnko na zapáde a zapadá na východe. Venuša prechádza podobne ako náš Mesiac, fázami, od novu po spln a opäť do novu. Viditelné sú však len ďalekohľdom a objavil ich Galileo Galilei. Okrem zvláštneho spätného je rotácia Venuše na jej obežnej dráhe synchronizovaná tak, že pri najbližšom priblíženi k Zemi sa k nej natáča vždy rovnakou stranou. Môže to byť zapríčinené slapovými silami ovplyvňujúcimi Venušinu rotáciu kedykoľvek sa planéty dostanú blízko k sebe, ale môže ísť aj o zhodu okolností.

Na základe počítačových modelov bola venušská klíma a atmosféra pred 4 miliardami rokov chladnejšia ako dnes. Dôvodom bola tenšia atmosféra planéty s menším obsahom oxidov uhličitého a menší žiarivý výkon Slnka ako dnes. V tých časoch sa mohla na Venuši nachádzať voda v kvapalnom skupenstve. Vysoký obsah deutéria len dokazuje dávnu prítomnosť hydrosféry. Vplyvom chemického zvetrávania a ďažďov sa do atmosféry uvoľňovalo čoraz väčšie množstvo oxidu uhličitého a ten spolu so zvyšujúcou sa aktivitou Slnka spôsobil superskleníkový efekt, kvôli ktorému sa vyparili oceány a postupne unikli do medziplanetárneho priestoru.

Magnetické pole venuše je na rozdiel od Zeme indukované atmosfére a nie v jadre. Tvoria ho interakcie ionosféry a častice slnečného vetra. Prečo však neexistuje na Venuši dvojpólove magnetické pole generované jadrom nie je celkom známe, nakoľko podmienky formovania Venuše a Zeme boli podobné. Mala by mať podobne ako Zem, kovové jadro, v ktorom by dochádzalo ku tzv. termochemickej konverzii a tým aj ku generovaniu magnetického poľa. Jestvujú však dve teórie, ktoré vysvetľujú neprítomnosť kovového jadra. Prvá hovorí, že počiatočné teplo pri formovaní spolu s teplom vznikajúcom pri rádioaktívnom rozpade, neboli dostačujúce na to aby ostalo jadro v tekutom stave. V takom prípade by bola teplota jadra príliš nízka na termálnu konvenciu, tak ako tomu je na Marse. Druhá teória vysvetľuje neprítomnosť vnútorne budenej magnetosféry malým tepelným tokom z jadra. Keďže Venuša nemá magnetické pole tvorené jadrom, nie je tak dobré chránená proti časticiam slnečného vetra ako je tomu na Zemi. To môže byť jedna z príčin prečo sa tieto dve planéty od seba tak líšia aj napriek podobnej veľkosti.

Predstava o atmosfére Venuše je založená na meraniach kozmickými sondami typu Venera, Mariner, Pioneer-Venus, teoretickými výpočtami a pozemnými pozorovaniami. Mimoriadne silný skleníkový efekt zvyšujúci teplotu povrchu na viac ako 400^oC, v oblastiach blízko rovníka dokonca až na 500^oC je spôsobené hustou atmosférou vytvorenou najmä z oxidu uhličitého, dusíka, kyslíka a vody.Teplotu -45^oC majú len vrcholky mrakov. Povrch Venuše je teda teplejší ako povrch Merkúru aj keď je jej vzdialenosť od Slnka dvojnásobná a píjima len 25% jeho žiarenia.Vďaka jej tepelnej zotrvačnosti a prúdeniu v hustej atmosfére sa teploty medzi dňom a nocou takmer vôbec nelíšia. Atmosféricky tlak na povrchu je približne 9 MPa, čiže 90 krát viac ako na Zemi. Taký tlak na Zemi je v hĺbke 1km pod hladinou oceánu. V atmosfére dochádza k elektrickým výbojom, ktorých intenzita je asi 1000-krát menšia ako na Zemi.

Hlavná oblačnosť Venuše sa nachádza vo výške 50 - 70 km nad povrchom, pokým na Zemi nepresiahne výšku 12 km. Slnečné žiarenie na povrchu je kvôli oblačnosti stále výrazne zoslabené a pripomína zamračenú oblohu na Zemi. Táto hrubá vrstva mrakov odráža väčšinu slnečného žiareni späť do vesmíru a vďaka čomu je na našej oblohe Venuša tak viditeľná. Bez skleníkového efektu by teplota povrchu Venuše bola veľmi podobná tomu na Zemi. Chybným nedorozumením ohľadne Venuše je viera, že práve silná vrstva mrakov zadržiava teplo. Je to však presne naopak. Ak by táto vrstva mrakov neexistovala, tak povrch by bol omnoho teplejší. Zadržiavanie tepla mechanizmom skleníkoveho efektu je ohromné množstvo oxidu uhličitého v atmosfére. V horných vrastvách atmosféry prúdia vetry rýchlosťou až 350 km/h, no na povrchu však rýchlosť vetrov nepresiahne pár kilometrov. Vzhľadom k vysokej hustote atmosféry na povrchu, aj tieto vetry pôsobia na prekážky veľmi silno.

Kolmica na ekliptiku a rotačná os planéty zviera nevýrazný uhol 3^o. Slnečné žiarenie počas celého roka výraznješie ohrieva rovník a ako póly.

O Venuši, vďaka rádiovým vlnám ktoré preniknú aj cez hustú vrstvu mrakov, vieme to, že na svojom povrchu má dve kontinentálne vrchoviny dvíhajúce sa na nedoziernych pláňach. Tu sa výšky povrchových útvarov merajú vzhľadom ku strednému polomeru planéty a nie ako na Zemi, vzhľadom k hladine mora. V severnej vrchovine Ishtar Terra ( Ištarina zem ) sa nachádzajú najväčšie hory Venuše - Maxwell Montes, čiže Maxwellovo pohorie. Je približne o dva kilometre väčšie ako Mount Everest a je nazvane po škótskom fyzikovi Jamesovi Clerkovi Maxwellovi. Veľkosť Ishtar Terra je porovnateľná s Austráliou. Na rovníku sa rozprestiera ešte väčšia Aphrodite Terra veľkosťou rovnajúca sa Južnej Amerike.

Vnútro Venuše tvorí jadro s priemerom 6 000 km a roztaveným kamenným plášťom tvoriacim najväčšiu časť planéty. Spodná hranica plášťa leží podľa odhadov v hĺbke asi 2 840 km. Zloženie ani teplota jadra však nie sú známe. Medzi jadrom a plášťom sa odhaduje teplota na  3 500^oC, v jadre by mala dosahovať až 4 000^oC. Posledné výsledky z gravitačného merania sondou Megallan svedčia, že kôra Venuše je hrubá asi 35 km a nie je delená tektonické dosky, čiže je jednoliata. Nemôže teda uvoľňovať vnútornú energiu ich pohybmi tak ako na Zemi. Predpokladá sa, že Venuša v pravidelných intervaloch prechádza masívnou vulkanickou činnosťou, ktorá zalieva povrch čerstvou lávou.

V minulosti sa predpokladalo, že Venušu obieha mesiac nazývaný Neith, podľa mýtickej bohyne zo Sais, ktorý prvý krát spozoroval Giovanni Domenico Cassini v roku 1672. Sporadické astronomické pozorovanie viedli k spochybneniu tohto predpokladu v roku 1892, odkedy bola Venuša známa ako planéta bez mesiacov. Slapové sily by totiž akýkoľvek satelit natoľko spomaľovali, až by sa zrútil na povrch planéty.

Nakoľko je Venuša nanápadnejším objektom na rannej a večernej oblohe, tak k pozorovaniam dochádzalo už odpradávna. Doštička z Aušrbanipalovej babylónskej knižnice je 21 rokov dlhý záznam o pozorovaní Venuše. Umožnil presné datovanie niektorých historických udalosti za asistencie dnešných presných výpočtov. Pre Mayskú civilizáciu bola Venuša najdôležitejšou hviezdou, bola snaď dôležitejšia než Slnko. Mayské pozorovania boli veľmi presné a prebiehali dokonca aj cez deň. Nielen Mayovia, ale aj ostatné stredoamerické kultúry sa všeky dôležité udalosti, dokonca aj vojny, načasovať s ohľadom na pozorovania Venuše nakoľko jej pozícia a pozícia ostatných mali ovplyvňovať život na Zemi.

V Dražďanskom kódexe sa nachádza kalendár, ktorý ukazuje uplný Venušin cyklus viditeľnosti trvajúci približne 8 rokov, po ktorých sa cyklus opakuje.

Prvý prechod Venuše medzi Slnkom a Zemou bol pozorovaný 4.decembra 1639 astronómami Jeremiahom Horrocksom a Williamom Crabtreeom. Pozorovanie prechodu Michailom Vasiljevičom Lomonosovom v roku 1761 bol prvý dôkaz Venušinej atmosféry. Pozorovanie paralaxy ( zmena relatívnej uhlovej pozície dvoch stacionárnych bodov vzhľadom na pozorovateľa vplyvom pohybu pozorovateľa ) v 19. storočí umožnilo prvý presnejší výpočet vzdialenosti Zeme od Slnka. Ďaľšie prechody Venuše boli 9.decembra 1874, 6.decembra 1882 a posledný 6.júna 2004. Najbližší nás čaká 6.júna 2012, ktorý však bude pozorovateľný len v Pacifiku. Nasledujúci prechod nastane až 11.decembra 2117.

V 19. storočí sa predpokladalo, že Venuša bude mať periódu rotácie približne 24 hodín. Až taliansky astronóm Giovanni Schiaparelli predpovedal výrazne spomalenú rotáciu spôsobenú slapovými silami Slnka. V roku 1961, počas konjukcie, bola rýchlosť rotácie Venuše zmeraná radarom v Goldostone v Kalifornii, v Rádiovom observatóriu v Jodrell Bank v Spojenom kráľovstve a v sovietskom vesmírnom zariadení Jevpatorija na južnej Ukrajine. Anténa kalifornského radaru mala 26 metrov. Fakt o spätnej rotácii bol známy až v roku 1964.

Prvý štart k Venuši sa uskutočnili 12.februára 1961 sondou Venera 1 a zároveň to bola aj prvá sonda, ktorá odštartovala k inej planéte. Misia nebola úspešná kvôli prehiratiu orientačného senzoru, mala už však vlastnosti potrebné na medziplanetárny let. Prvý úspešný dolet k planéte zaznamenala americká kozmická loď Mariner 2 v roku 1962. Po tom čo zistila, že Venuša nemá magnetické pole, zmerala planetárne emisie žiarenia v mikrovlnnej oblasti spektra.

Prvou sovietskou sondou, ktorá dosiahla Venušu 2. apríla 1964 bola sonda Zond 1, no v máji toho istého roku s ňou stratili spojenie. Prvou kozmickou loďou, ktorá dosiahla povrch Venuše 1.marca 1966 bola soviestka vesmírna sonda Venera 3. Venera 2 sa o toto prvenstvo pokúšala ale zlyhala pre prehriatie skôr ako dokončila prelet. Prvé merania priamo z inej planéty absolvovala sonda Venera 4, ktorá 18.októbra 1967 vstúpila do atmosféry. Sonda merala teplotu, tlak, hustotu a uskutočnila 11 automatických chemických experimentov na určenie zloženia atmosféry. Tieto výsledky overili a spresnili 16. a 17. mája 1969 sondy Venera 5 a Venera 6, ani jedna z nich však nedosiahla povrch. Sonde Venera 4 sa vybili počas pomalého unášania atmosférou batérie. Venera 5 a Venera 6 boli 18 km nad povrchom rozdrvené atmosférickym tlakom. Až Venera 7 zaznamenala prvé úspešné pristátie na povrchu Venuše a to 15.decembra 1970. Odvysielala namerané povrchové teploty v rozmedzi od 457^oC do 474^oC. Rovnaký úspech zaznamenala aj sonda Venera 8. 22. júla 1972 pristála na povrchu kde okrem tlaku a teplotného profilu navyše ukázala, že oblačnosť sa formuje do vrstvy končiacej vo výške 35 km nad povrchom. Venera 9 sa stala 22.októbra 1975 prvým umelým satelitom Venuše, ktorá získala mnoho cenných informácii vrátane záberov povrchu počas preletu. Venera 10 vykonala 25.októbra toho istého roku podobné merania. 

Najväčšie elongácie Venuše v rokoch 2010 - 2020

Základné informácie

Objavitelia:                                                  Babylončania

Dátum objavu:                                             okolo roku 1600 pred n.l.

Veľká polos:                                                108 208 926 km ( 0,723 331 99 AU )

Obvod dráhy:                                               0,68x10⁹ km ( 4,545 AU )

Excentricita:                                                 0,006 773 23

Perihélium:                                                  107 476 002 km ( 0,718 432 70 AU )

Afélium:                                                      108 941 849 km ( 0,728 231 28 AU )

Perióda ( obežná doba ):                              224, 700 96 d

Synodická perióda:                                      583,92 d

Priemerná obežná rýchlosť:                         35,020 km/s

Maximálna obežná rýchlosť:                        35,259 km/s

Minimálna obežná rýchlosť:                        34,784 km/s

Uhol sklonu dráhy

- k ekliptike:                                                3,394 71^o

- k slnečnému rovníku:                                3,86^o

Dĺžka výstupnho uzla:                                 76,680 69°

Argument perihélia:                                    54,852 29°

Počet satelitov:                                            0

Rovníkový priemer:                                     12 103,7 km ( 0,949 Zemí )

Plocha povrchu:                                          4,6x10⁸ km² ( 0,902 Zemí )

Objem:                                                        9,28x10¹¹ km³ ( 0,857 Zemí )  

Hmotnosť:                                                   4,8685x10²⁴ kg ( 0,815 Zemí )

Priemerná hustota:                                      5,204 g/cm³

Gravitácia na rovníku:                                 8,87 m/s²

Úniková rýchlosť:                                       10,36 km/s

Perióda rotácie:                                          -243,0185 d

Rýchlosť rotácie:                                         6,52 km/h ( na rovníku )

Odklon osi rotácie:                                      2,64^o

Rektascenzia severného pólu:                     272,76^o ( 18 h 11 min 2 s )

Deklinácia:                                                  67,16^o

Albedo:                                                       0,76

Povrchová teplota ( min./priemer/max.):      228 K, 737 K, 773K

minimálna teplota sa vzťahuje iba na vrcholky mrakov

Atmosféricky tlak:                                       9 321,9 kPa      

Zloženie:                                                    oxid uhličitý ( ~96,5% )

                                                                   dusík ( ~3,5 % )

                                                                   oxid siričitý ( 0,015% )

                                                                   argón ( 0,007% )

                                                                   vodná para ( 0,002% )

                                                                   oxid uhoľnatý ( 0,0017% )

                                                                   hélium ( 0,0012% )

                                                                   neón ( 0,0007% )

                                                                   oxidosulfid uhličitý

                                                                   ( stopové množstvo )