PLANETY SLUNEN SOUSTAVY VENUE Charakteristika Zkladn data Dleit

PLANETY SLUNEČNÍ SOUSTAVY VENUŠE Charakteristika Základní data Důležité objevy

VENUŠE Ø patří mezi terestrické nebo též kamenné planety sluneční soustavy Ø je pro nás nejjasnější planetou Ø je o málo menší než Země Ø je zahalená v husté atmosféře a dobře odráží sluneční svit Ø na obloze je viditelná buď brzy ráno nebo zvečera podle toho, kde se zrovna nachází na své dráze kolem Slunce – proto se jí říká Jitřenka nebo Večernice Ø díky neměnnosti počasí se povrch planety téměř nezměnil ani za milióny let

VENUŠE sesterská planeta Země Ø je v pořadí druhou planetou obíhající ústřední hvězdu naší sluneční soustav Ø jako jediná planeta ve sluneční soustavě je pojmenována po ženě Ø řadí se mezi planety zemského typu Ø její velikost a hmotnost je velmi podobná Zemi Ø podmínky na povrchu Venuše se značně liší od podmínek na Zemi Globální pohled na povrch Venuše - byl získán složením snímků povrchu získaných kosmickými sondami. Barvy byly upraveny podle snímků z kosmických sond Veněra 13 a 14, které na povrchu Venuše přistály, a byly dále upraveny k zvýraznění malých objektů. Autor snímku: NASA JPL

Jak Venuše získala své jméno? Venus, počeštěné jméno Venuše, znamená původně půvab, krásu, vděk a vnady. Planeta se objevuje na obloze večer po západu Slunce a pak i ráno před jeho východem. Tento jev má za následek, že mnohé národy mají pro Venuši dvě pojmenování a to v závislosti na době, kdy byla planeta pozorována. Staří Řekové nazývali Venuši Hesperos večer Hesperos anebo ráno Fósforos. V češtině se vyskytuje Fósforos podobné dvojité pojmenování – Večernice anebo Jitřenka. [53] Jméno Venus se původně používalo pro staroitalskou bohyni jara a probouzející se přírodu a až později bylo dáno i bohyni krásy. Někdy ve 3. století př. n. l. po první punské válce došlo u Římanů ke ztotožnění římské bohyně s řeckou bohyní lásky Afroditou.

Struktura Venuše se řadí mezi planety zemského typu, tzv. terestrické planety. 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. Uvnitř planety: JÁDRO Jádro – má v průměru asi 6 000 km a je Jádro tvořeno polotuhým železem a niklem o hustotě 11 500 kg/m 3 PLÁŠŤ Plášť je tvořen horninou a síle asi 3 000 km. Plášť Hustota se výrazně mění – na hranici pláště a jádra je 9 500 kg/m 3 , na hranici pláště a kůry je již 5 600 kg/m 3 Kůra je vrstva silná pouze 50 km tvořená Kůra KŮRA 3 křemičitou horninou o hustotě 2 900 kg/m

Povrch Venuše Na Venuši je mnoho sopek. 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. Krátery, sopky a ztuhlé potoky lávy se za miliony let téměř nezměnily – nejsou tam bouřky, změny teplot, led ani jiné činitele, způsobující zvětrávání. Podmínky na Venuši z pohledu člověka Vesmírné sondy objevily, že na Venuši je Ø 95 x vyšší tlak než na Zemi Ø veliký žár – teplota 480°C Ø vření vulkanického světa Ø nedýchatelná atmosféra Ø deště v podobě kyseliny sírové – jedním slovem peklo. Dvojitý vrcholek Autor snímku: California Institute of Technology Kosmická sonda: - Lávové pole

Povrch Venuše KRÁTERY NA VENUŠI Ø Na Venuši je možné rozeznat okolo tisíce impaktních kráterů, které jsou po jejím povrchu distribuovány nahodile. Ø Krátery na Venuši dosahují průměru od 3 do 280 km. Ø Na povrchu se nenacházejí krátery menší než 3 km. Způsobuje to hustá atmosféra, která brzdí malá prolétající tělesa natolik, že při dopadu již nemají dostatečnou kinetickou energii schopnou vytvořit impaktní kráter. Povrch této „sestry“ Země, zahalený v husté atmosféře, nám umožnily pozorovat teprve kosmické sondy, které sestoupily až k jejímu povrchu, zmapovaly radarem detaily povrchu a objevily obrovské krátery, způsobené dopadem meteoritů. Radarový obraz povrchu Venuše směřovaný na 180 stupňů vých. délky Sopka na Venuši Povrch Venuše

Atmosféra Venuše Atmosféra planety sahá do výšky okolo 1 000 km nad Atmosféra planety sahá do výšky okolo 1 000 km povrchem planety, kde se nachází vodíková koróna. Pod ní se do výšky 300 km nachází atmosféra tvořená převážně héliem. Pod touto vrstvou je směsice vzduchu složená z okolo 97, 5 % oxidu uhličitého, téměř 3, 5 % dusíku, 0, 1 kyslíku. Hmotnost atmosféry je více než 90 x větší než zemská atmosféra a tlak na povrchu planety je 94 x vyšší než na Zemi – je to tlak srovnatelný s tlakem v hloubce jednoho kilometru pod hladinou oceánu. Atmosféra tvořená převážně oxidem uhličitým, spolu s mraky kyseliny sírové, generuje největší skleníkový efekt ze všech těles ve sluneční soustavě, teplota na povrchu dosahuje více než 460°C, v oblastech okolo rovníku dokonce až o 500 °C. Současná představa o struktuře atmosféry Venuše se zakládá na měřeních uskutečněných sondami typu Veněra, Mariner, Pioneer. Venus, pozemskými pozorováními a teoretickými modely, které umožňují odhadovat chování atmosféry. 15°C 73°C 91°C 230°C 460°C

Skleníkový efekt na Venuši Silný skleníkový efekt způsobuje, že povrch Venuše je teplejší než Slunci nejbližší planeta - Merkur i přes to, že je od Slunce více jak dvakrát vzdálená a přijímá pouze 25 % slunečního záření. Sluneční záření proniká hustou atmosférou a ohřívá Venuši. Tepelné záření jejího povrchu však atmosféra s velkým podílem CO 2 nepropustí zpět do vesmíru. Bylo vypočítáno, že Venuše odráží pouhé 2 % slunečního světla, všechno ostatní je přeměněno především v teplo, tedy v infračervené záření, které je polapeno v mracích oxidu uhličitého.

Studie naznačují, že před několika miliardami let měla Venuše atmosféru, která se mohla velmi podobat pozemské, což umožňovalo existenci kapalné která se mohla velmi podobat pozemské vody na jejím povrchu. Vlivem skleníkového efektu ale došlo k vypaření povrchové vody do atmosféry, kde vodní pára navýšila obsah skleníkových plynů na kritickou hranici vedoucí k současnému extrémně horkému stavu. Vlivem tepelné setrvačnosti a proudění atmosféry se teplota na denní a noční straně Venuše výrazně neliší (rozdíl se pohybuje v rozmezí 25 °C)[a to i přes to, že rotace planety je extrémně pomalá. V horních vrstvách atmosféry panují větry, které obkrouží planetu přibližně jednou za 4 pozemské dny, což vede k distribuci tepla po celé planetě. Během pozorování planety byly pozorovány v atmosféře i elektrické výboje v podobě blesků (jejich existenci potvrdila mezi roky 2006 až 2007 sonda Venus Express ). V horních vrstvách atmosféry vanou silné větry, které mohou dosahovat rychlosti až 360 km/h, naproti tomu na povrchu planety vane jen velmi slabý vítr, u kterého rychlost nepřesahuje 4 až 7 km/h. V roce 2007 objevila Venus Express v oblasti jižního pólu planety obrovský dvojitý vzdušný vír. [

Oběžná dráha Venuše Ø Planeta obíhá podobně jako všechny planety sluneční soustavy po eliptické dráze, která je ale nejvíce blízká kruhové. Ø Venuše obíhá okolo Slunce ve střední vzdálenosti okolo 108 milionů km Ø Venuše se otáčí v opačném směru než obíhá Slunce. Ø Jeden oběh kolem Slunce trvá 224, 65 dne. Ø Během svého pohybu kolem Slunce se Venuše přibližuje každých 584 dní nejblíže k Zemi ze všech planet soustavy, a to na vzdálenost menší než 41 milionů km. Ø Venuše rotuje kolem své rotační osy ze všech planet sluneční soustavy nejpomaleji a to v intervalu jednou za 243, 16 dne. Ø Má pomalou zpětnou rotaci. Ø Při pozorování Slunce z povrchu planety se východ Slunce objeví každých 116, 75 dne.

Základní data hmotnost 4, 87 x 1024 kg rovníkový poloměr 6 052 km hustota 5250 kg/m 3 zrychlení na povrchu 8, 87 m/s 2 úniková rychlost 10, 36 km/s povrchová teplota 482°C doba otočení kolem osy 243 dní doba oběhu kolem Slunce 224, 7 pozemských dní střední vzdálenost od Slunce 108 200 000 km atmosférický tlak 9 321, 8 k. Pa synodická perioda (=doba mezi dvěma stejnými fázemi) počet měsíců 583, 92 dne 0

Důležité objevy 1610 Galileo pozoruje fáze Venuše 1958 Rádiová měření teploty 1961 Veněra 1 - byla první planetární sondou, která byla kdy lidstvem vyslána do vesmíru 1962 Mariner 2 jako první sonda, prolétající kolem Venuše, potvrzuje její vysokou teplotu 1974 Mariner 10 pořizuje 4 000 snímků oblak 1978 První podrobné mapy, pořízené sondou Pioneer 1990 Sonda Magellan zahajuje podrobné mapování 2006 Sonda Messenger prolétá poprvé kolem Venuše. Druhý průlet nastal v roce 2007.

Pozorování Venuše je obyčejně viditelná prostým okem. Občas se o ní (nesprávně) hovoří jako o "Jitřní hvězdě" nebo o "Večerní hvězdě" (u nás spíš jako o Jitřence nebo Večernici). Každopádně je to zdaleka nejjasnější objekt na obloze. Kuriózní je skutečnost, že doba mezi dvěma přiblíženími Venuše a Země trvá 584 dní, a to je přesně 5 Venušiných slunečních dní, což znamená, že se Venuše při každém přiblížení na Zemi dívá vždy stejnou tváří! Podrobné snímky povrchu Venuše Byly složeny z mnoha set radarových snímků Venuše pořízených sondami Magellan, Mariner a některých Veněr a převedeny do viditelné oblasti spektra.

Výzkum – sondy k Venuši CHRONOLOGICKÝ PŘEHLED 1962 - Mariner 2 (USA) - potvrdil hypotézu o vysokých teplotách na Venuši - Mariner 2 (US 1967 - Mariner 5 (USA) - zjistil vysoké množství oxidu uhličitého v atmosféře 1967 - Mariner 5 (USA) Venuše 1970 - Veněra 7 (SSSR) - hladce přistála na Venuši - Veněra 7 (SSSR) 1972 - Veněra 8 (SSSR) - přistála na Venuši, odkud skoro hodinu odesílala data 1972 - Veněra 8 (SSSR 1974 - Mariner 10 (USA) - cestou k planetě Merkur proletěl kolem Venuše 1974 - Mariner 10 (USA) 1975 - Veněra 9 (SSSR) - z orbitální dráhy získala a odeslala první snímky 1975 - Veněra 9 (SSSR povrchu 1978 - Pioneer Venus Orbiter (USA) - radarově mapoval Venuši 1978 - Pioneer Venus Orbiter (USA) 1978 - Pioneer Venus multiprobe (USA) - vypustil k planetě 4 sondy 1978 - Pioneer Venus multiprobe (USA) 1983 - Veněra 15 a Veněra 16 (SSSR) - provedly radarové mapování Venuše a 1983 - Veněra 15 a Veněra 16 (SSSR) analyzovaly atmosféru 1984 - Vega 1 a Vega 2 - (SSSR) - na cestě k Halleyově kometě vypustily na 1984 - Vega 1 a Vega 2 - (SSSR) Venuši balónové sondy 1989 - Magellan (USA) - vypuštěn k Venuši 1989 - Magellan (USA) 1990 -1994 - Magellan pomocí radaru zmapoval 98 % povrchu Venu še 1990 -1994 - Magellan

Výzkum Projekt MARINER Program Mariner začal v roce 1960 řadou výzkumů, jak konstruovat malé sondy, které by se s velkou frekvencí daly posílat na průzkum nejbližších planet. V letech 1962 až 1973 vyprojektovala a postavila sekce NASA JPL 10 vesmírných sond nazvaných Mariner. MARINER 2 Tyto sondy byly předurčeny k průzkumu naší sluneční soustavy, konkrétně planet Venuše, Marsu a Merkuru. Mariner byly relativně malé, robotizované sondy, k jejichž vynesení na oběžnou dráhu byly použity rakety Atlas. Americká sonda MARINER 5

Mariner 10 Ø byl první sondou, která využila metody gravitačního praku Ø byl první sondou, která proletěla kolem dvou planet Ø poprvé bylo použito vysokofrekvenčního přenosu dat na Zem Při svém průletu kolem Venuše ve výšce 5 800 kilometrů, pozoroval cirkulaci atmosféry ve viditelném a ultrafialovém spektru, navíc detekoval fyzické vlastnosti Venuše. Americká sonda Magellan na orbitě Země po vypuštění 4. května 1989 byla vyslána k Venuši americká sonda Magellan s cílem provést podrobné zmapování povrchu planety za pomoci radaru. Pořízené snímky ve vysokém rozlišení byly fotografovány během mise trvající čtyři a půl roku a úspěšnost mise zcela překonala očekávání, (podařilo se prozkoumat přes 98 % povrchu pomocí radaru a zmapovat 95 % gravitačního pole).

PROGRAM VENĚRA Veněra 1 (Венера 1) byla první planetární sondou, která byla kdy lidstvem vyslána do vesmíru. Stalo se tak v rámci projektu Veněra dne 12. února 1961 v kosmodromu Bajkonur na území Sovětského svazu, který sondu i sestrojil. Veněra 10 (rusky: Венера-10) byla sovětská planetární sonda, která v rámci programu Veněra zkoumala planetu Venuši. Start se uskutečnil v červnu 1975, několik dní po startu identické sondy Veněra 9. Sonda složená z orbitální části a přistávacího pouzdra se úspěšně dostala na oběžnou dráhu Venuše a přistávací pouzdro s vědeckými přístroji přistálo na povrchu planety.

TEST Pokuste se v následující tabulce porovnat některé základní parametry planety Venuše s naší planetou Zemí. VENUŠE ZEMĚ Rovníkový poloměr 6 052 km 6 378 km Střední vzdálenost od Slunce 108 200 000 km 149 600 000 km Doba oběhu kolem Slunce 224, 7 dní 365, 25 dne Doba otočení kolem osy 243 dní 24 h

… tak končí naše druhé putování po planetách naší sluneční soustavy. A co nás čeká příště?