Venuše (planeta)
 |
Elementy dráhy (Ekvinokcium J2000,0) |
---|
Velká poloosa | 108 208 926 km 0,723 331 99 AU |
---|
Obvod oběžné dráhy | 0,680 Tm 4,545 AU |
---|
Výstřednost | 0,006 773 23 |
---|
Perihel | 107 476 002 km 0,718 432 70 AU |
---|
Afel | 108 941 849 km 0,728 231 28 AU |
---|
Perioda (oběžná doba) | 224,700 96 d (0,615 197 7 a) |
---|
Synodická perioda | 583,92 d |
---|
Orbitální rychlost - maximální - průměrná - minimální | 35,259 km/s 35,020 km/s 34,784 km/s |
---|
Sklon dráhy - k ekliptice - ke slunečnímu rovníku | 3,394 71° 3,86° |
---|
Délka vzestupného uzlu | 76,680 69° |
---|
Argument šířky perihelu | 54,852 29° |
---|
Počet přirozených satelitů | 0 |
---|
Fyzikální charakteristiky |
---|
Rovníkový průměr | 12 103,7 km (0,949 Zemí) |
---|
Povrch | 4,60×108 km2 (0,902 Zemí) |
---|
Objem | 9,28×1011 km3 (0,857 Zemí) |
---|
Hmotnost | 4,8685×1024 kg (0,815 Zemí) |
---|
Průměrná hustota | 5,204 g/cm3 |
---|
Gravitace na rovníku | 8,87 m/s2 (0,904 G) |
---|
Úniková rychlost | 10,36 km/s |
---|
Perioda rotace | 243,0185 d |
---|
Rychlost rotace | 6,52 km/h (na rovníku) |
---|
Sklon rotační osy | 2,64° |
---|
Rektascenze severního pólu | 272,76° (18 h 11 min 2 s) |
---|
Deklinace | 67,16° |
---|
Albedo | 0,65 |
---|
Povrchová* teplota - min* - průměr - max | 228 K 737 K 773 K |
---|
(*minimální teplotu mají jen vrcholky mraků) |
Charakteristiky atmosféry |
---|
Atmosférický tlak | 9321,9 kPa |
---|
Oxid uhličitý | 96% |
Dusík | 3% |
Oxid siřičitý
Vodní páry Oxid uhelnatý Argon Hélium Neon Karbonylsulfid Chlorovodík Fluorovodík | stopová množství |
Venuše je druhou planetou od Slunce, pojmenovaná po římské bohyni lásky a krásy Venuši. Je to terestrická planeta, co do velikosti a hrubé skladby velmi podobná Zemi; někdy ji proto nazýváme "sesterskou planetou" Země. Ačkoliv orbity všech ostatních planet jsou elipsami, orbita Venuše je jediná téměř kružnicí, se Sluncem pouze o 0,7% mimo skutečný střed Venušiny oběžné dráhy.
Protože je Venuše ke Slunci blíže než Země, najdeme ji na obloze vždy zhruba ve stejné vzdálenosti od Slunce (největší elongace je 47,8°), takže ji ze Země lze vidět jen před svítáním nebo po soumraku. Proto je někdy označována jako "Jitřenka" nebo "Večernice", a pokud se objeví, jde o zdaleka nejsilnější bodový zdroj světla na obloze. Někteří lidé dokonce dokáží rozpoznat její fázi pouhým okem. Výjimečně lze Venuši pouhým okem spatřit i ve dne.
Venuše byla známa už starým Babylóňanům kolem 1600 př. n. l. a pravděpodobně byla známa dlouho předtím v prehistorických dobách kvůli své jasné viditelnosti. Jejím symbolem je stylizované znázornění bohyně Venuše držící zrcadlo: kruh s malým křížem pod ním (v Unicode: ♀).
Atmosféra
Venušina atmosféra se skládá především z oxid uhličitého a malého množství dusíku. Tlak na povrchu je více než 90× větší než na Zemi (je ekvivalentní tlaku na Zemi v hloubce 1 km pod hladinou oceánu). Atmosféra extrémně bohatá na CO2 způsobuje mohutný skleníkový efekt, který zvyšuje teplotu povrchu na více než 400°C, v oblastech poblíž rovníku dokonce až na 500°C. Venušin povrch je tedy teplejší než Merkurův, přestože je ve více než dvojnásobné vzdálenosti od Slunce a přijímá tedy jen 25 % slunečního záření (2613,9 W/m² v horní vrstvě atmosféry, ale jen 1071,1 W/m² na povrchu). Díky tepelné setrvačnosti a proudění v husté atmosféře se teplota na denní a noční straně Venuše výrazně neliší, ačkoliv je její rotace extrémně pomalá (méně než 1 otočka během Venušina roku; na rovníku rotuje Venušin povrch rychlostí pouze 6,5 km/h). Větry v horní vrstvě atmosféry obkrouží planetu za pouhé 4 (pozemské) dny a napomáhají tak rozvodu tepla.
Sluneční záření je na povrchu Venuše velmi zeslabeno, protože tlustá vrstva mraků odráží většinu slunečního svitu zpět do vesmíru. To brání dalšímu ohřívání Venušina povrchu a způsobuje, že bolometrické albedo dosahuje přibližně 60 % a albedo ve viditelném rozsahu světla je ještě vyšší. Ačkoliv je Slunci blíže než Země, povrch Venuše není tak dobře ohříván a ještě méně osvětlen. Bez skleníkového efektu by se teplota povrchu Venuše velmi podobala Zemi. Běžným nedorozuměním ohledně Venuše je mylná víra, že je to silná vrstva mraků, která zadržuje teplo. Opak je pravdou. Povrch planety by byl mnohem teplejší, kdyby pokrývka mraků neexistovala. Je to pouze ohromné množství CO2 v atmosféře, co způsobuje zadržování tepla mechanismem skleníkového efektu. Kysličník (oxid) uhličitý ve Venušině atmosféře poprvé zjistili astronomové Walter S. Adams a Theodore Dunham v roce 1932 na Mount Wilson Observatory pomocí spektroskopie. I když jejich měření ukazovala, že je na Venuši tohoto plynu značné množství, teprve kosmický výzkum umožnil určit, že je to plyn, který v atmosféře značně převládá nad jinými.
V horních vrstvách atmosféry vanou silné větry o rychlosti 350 km/h, na povrchu jsou však větry velmi slabé, jejichž rychlost nepřesahuje několik kilometrů v hodině. Na druhé straně, vzhledem k vysoké hustotě Venušiny atmosféry na povrchu, působí i tyto pomalé větry na překážky velmi silně. Mraky, které se skládají především z oxidu siřičitého a kapiček kyseliny sírové, zcela obklopují planetu a skrývají lidskému oku veškeré detaily povrchu. Vrcholky mraků mají teplotu přibližně −45°C. Zpočátku se soudilo, že teplota na povrchu Venuše by mohla být příznivá pro vznik života, až do počátku 60. let 20. století se teplota odhadovala kolem 50 °C a terpve v roce 1965 se ještě na základě pozemských měření došlo k závěru, že teplota je značně vysoká, okolo 300 °C. V současnosti je průměrná teplota povrchu Venuše, jak ji určila NASA, 464°C. Minimální teplotu mají právě vrcholky mraků, teplota na povrchu nikdy neklesá pod 400°C.
Vlastnosti povrchu
Venuše má pomalou zpětnou rotaci, což znamená, že rotuje z východu na západ namísto ze západu na východ jako většina ostatních planet. (Pluto a Uran mají také zpětnou rotaci, ačkoliv Uranova osa, vychýlená o 97,86°, leží téměř vodorovně s jeho oběžnou drahou.) Důvod není znám, pravděpodobně jde o následek kolize s velmi velkým asteroidem v daleké minulosti. Kromě neobvyklého zpětného pohybu je navíc rotace Venuše na její oběžné dráze synchronizována tak, že v době nejbližšího přiblížení k Zemi (mezi dvěma dolními konjunkcemi uběhne 5,001 Venušina dne) se k ní natáčí vždy stejnou stranou. Tato vlastnost může být zapříčiněna slapovými silami, které ovlivňují Venušinu rotaci, kdykoliv se planety dostanou dost blízko sebe, nebo může jít jen o shodu okolností.
Venuše má na svém povrchu dvě "kontinentální" vrchoviny, které se zvedají z nedozírných plání. Ze severní vrchoviny Ishtar Terra (Ištařina zem) se vypínají Venušiny největší hory Maxwell Montes (zhruba o 2 km vyšší než Mount Everest) nazvané po Jamesi Clerku Maxwellovi, které obklopují pláň Lakshmi Planum. Ishtar Terra je velikostí rovna Austrálii. Na jižní polokouli je ještě větší Aphrodite Terra (Afroditina zem), velikostí rovná Jižní Americe. Mezi těmito dvěma vrchovinami se nachází řada širokých prohlubní jako například Atalanta Planitia, Guinevere Planitia a Lavinia Planitia. Kromě hor Maxwell Montes jsou všechny povrchové útvary na Venuši pojmenovány po skutečných nebo mytologických ženách. Díky Venušině husté atmosféře, zbržďující meteory během jejich pádu k povrchu, se zde nevyskytují žádné impaktní krátery menší než 3,2 km v průměru.
Zdá se, že téměř 90% Venušina povrchu tvoří nedávno ztuhlá vrstva čedičové lávy, jen výjimečně narušená meteorickým kráterem. To napovídá, že planeta nedávno podstoupila velké přetvoření povrchu. Vnitřek Venuše je pravděpodobně podobný Zemi: železné jádro o průměru 6000 km s roztaveným kamenným pláštěm tvořícím největší část planety. Poslední výsledky z gravitačního měření sondy Magellan nasvědčují, že Venušina kůra je silnější a tlustší než se dříve předpokládalo. Existuje teorie, že Venuše neuvolňuje vnitřní energii pohyby tektonických desek jako Země, ale namísto toho v pravidelných intervalech prodělává masívní vulkanickou činnost, která zalévá její povrch čerstvou lávou; nejstarší geomorfologické útvary jsou staré pouze 800 miliónů let, zatímco zbytek povrchu je výrazně mladší (i když většinou ne méně než několik stovek miliónů let). Nyní se předpokládá, že Venuše je stále vulkanicky činná v izolovaných geologicky aktivních bodech.
Venušino vlastní magnetické pole je ve srovnání s ostatními planetami sluneční soustavy velmi slabé. Možnou příčinou je její pomalá rotace, nedostatečná k rozpohybování vnitřního dynama z tekutého železa. Sluneční vítr proto přímo zasahuje Venušinu horní atmosféru. Uvažuje se, že Venuše měla původně stejné množství vody jako Země, ale v důsledku bombardování slunečními částicemi se voda rozložila na vodík a kyslík. Vodík díky své nízké hmotnosti snadno unikl do prostoru, kyslík se sloučil s atomy kůry a zmizel z atmosféry. Poměr vodíku a deuteria (které nemůže unikat tak rychle) ve Venušině atmosféře tuto teorii podporuje. Díky suchu jsou kameny na Venuši těžší a tvrdší než na Zemi, což vede k prudším horám, útesům a dalším nezvyklým rysům.
Dříve se mělo za to, že kolem Venuše krouží měsíc zvaný Neith po mýtické bohyni ze Sais (jejíž závoj žádný smrtelník nezvedne), poprvé pozorovaný Giovannim Domenicem Cassinim v roce 1672. Sporadická astronomická pozorování pokračovala až do roku 1892, kdy byla zpochybněna (šlo pouze slabé hvězdy, které se náhodně vyskytly ve správnou dobu na správném místě) a od té doby je Venuše známá jako planeta bez měsíců.