Dvojča a zároveň protiklad Zeme

 

Ktorá zo známych planét je najpodobnejšia Zemi? Niekto by možno povedal, že Mars. Lenže táto v poslednej dobe tak medializovaná planéta dosahuje sotva polovicu rozmeru Zeme. Podľa veľkosti i mnohých ďalších kritérií je správna odpoveď Venuša.

Dvojča…

Venuša, len o 652 km menšia ako Zem, je nám nielen najpodobnejšou, ale aj najbližšou planétou. Dokáže sa k Zemi priblížiť iba na 40 miliónov km, hoci väčšinou je od nás oveľa ďalej. Pre porovnanie: najmenšia možná vzdialenosť medzi Zemou a Marsom predstavuje až 55 miliónov kilometrov. Prirodzene, aj 40 miliónov kilometrov je ešte poriadny kus diaľky…

Povrch Venuše je pevný. Dá sa po ňom kráčať podobne ako po zemskom povrchu. Strednú hustotu aj gravitáciu majú obe planéty podobnú, len Venuša o čosi menšiu. Tak ako aj na Zemi, aj na Venuši nájdeme pohoria, sopky, údolia, zrázy, náhorné plošiny… Veľké útvary v jej kôre sú dokonca stavbou analogické našim kontinentom a oceánom. Vnútorné zloženie oboch planét je tiež podobné. Pod venušskou kôrou sa ukrýva horúci, polotekutý plášť, ktorý v hĺbke asi 2 840 km prechádza do hustého žeravého železného jadra. Obidve planéty obklopujú husté atmosféry. Už z ďalekého vesmíru vidieť, že sú zahalené do vrstvy svetlých mrakov. Chemické zloženie obidvoch atmosfér sa pred 4 miliardami rokov na seba neuveriteľne podobalo.

…a protiklad

Môže byť teda Venuša vďaka všetkej tej podobnosti kolonizovaná ľuďmi? Odpoveď, žiaľ, znie: nie. Tak, ako nenájdeme v Slnečnej sústave dve podobnejšie planéty, tak by sme ťažko hľadali odlišnejšie. Venuša je v prvom rade neuveriteľne horúca, za čo môže ani nie tak jej väčšia blízkosť k Slnku, ako veľké množstvo oxidu uhličitého v jej atmosfére. Ten vytvára taký silný skleníkový efekt, že priemerné teploty na planéte sa pohybujú okolo 464°C. Aj olovo sa už pri takejto teplote roztaví.

Atmosféra Venuše je nielen horúca, ale aj úplne nedýchateľná. Jej hlavnú zložku tvorí už spomínaný oxid uhličitý, až 96 %. Ani tie zvyšné 4 % nie sú na dýchanie. Nájdeme medzi nimi dusík, oxid síričitý, argón, vodnú paru, oxid uhoľnatý, ale takmer žiadny kyslík. Atmosféra navyše pôsobí na povrch planéty neuveriteľne veľkým tlakom, ktorý by nechráneného človeka okamžite rozdrvil.

Je jasné, že vodu by sme pri takých teplotách na povrchu Venuše darmo hľadali, hoci v dávnej minulosti ju pravdepodobne mala. Jej oceány sa však už pred miliardami rokov nenávratne vyparili do vesmíru. Ich vypareniu pomohol aj fakt, že na rozdiel od Zeme Venuši chýba magnetické pole. Akoby tej odlišnosti nebolo dosť, Venuša sa otáča okolo svojej osi opačným smerom ako Zem a tiež mnohonásobne pomalšie. Slnko tam vychádza na západe a zapadá na východe. Od východu slnka po ďalší východ slnka by ste si na Venuši museli počkať 117 dní. A napokon: Venuša obieha okolo Slnka úplne sama, kdežto Zem na tejto púti sprevádza jej verný Mesiac.

Pozorovanie

Venuša je najjasnejší bodový zdroj svetla na oblohe, tretí najjasnejší objekt na oblohe po Slnku a Mesiaci – ak nepočítame príležitostné bolidy, ktoré ju však prežiaria len na dobu pár sekúnd. Je prvým bodovým objektom, ktorý, ak je vtedy nad obzorom, uvidíme za večerného súmraku a posledným bodovým objektom, ktorý sa nám stráca v pribúdajúcom rannom úsvite. Z tohto dôvodu býva neznalými ľuďmi mylne považovaná za najjasnejšiu hviezdu oblohy. Je nápadne jasnejšia ako všetky ostatné bodové telesá a to bez ohľadu na to, či sa nachádza pri Zemi bližšie, alebo ďalej. Môže za to nielen jej blízkosť k Zemi, ale aj vysoká odrazivosť jej atmosféry. Jej mraky odrážajú podľa rôznych zdrojov až 59   – 76 % slnečného žiarenia. Skutočná najjasnejšia hviezda oblohy, Sírius, je až 15-krát slabšia než Venuša. Jasnosť Venuše sa pohybuje od –3,1 mag (-3,3) po –4,4 (-4,2) mag. Môže sa zdať, že z nej dokonca vychádzajú lúče, to je však efekt, ktorý vzniká až v ľudskom oku.

Zaujímavé je, že Venuša je na pozemskej oblohe najjasnejšia vo chvíli, keď z nej vidíme len 25 % kotúča, čiže toľko, ako z Mesiaca dva dni pred prvou štvrťou. Je to z dôvodu značnej zmeny uhlového rozmeru planéty. Keď sa planéta po hornej konjunkcii približuje k nám, do fázy dolnej konjunkcie, vidíme síce stále menej z jej osvetlenej časti, lenže jej uhlový rozmer stúpa tak veľmi, že ubúdanie osvetlenej časti kompenzuje a jasnosť planéty vzrastá. Zvrat nastane zhruba 36 dní pred dolnou konjunkciou, kedy je Venuša od Slnka vzdialená 39°. Vtedy je Venuša taká jasná, že objekty v jej svetle dokonca vrhajú tiene. Potom jej jasnosť prudko klesá, lebo jej kosáčik, hoci jeho priemer stále rastie, sa pre nás stáva príliš úzky. Po dolnej konjunkcii opäť rastie, až kým nie je 39° na opačnej strane Slnka. Odvtedy až po hornú konjunkciu jej jasnosť klesá, lebo hoci vidíme stále viac z jej kotúča, vzďaľuje sa od nás a jeho uhlový priemer sa zmenšuje. V hornej konjunkcii, keď je kvôli prežiareniu Slnkom pre nás neviditeľná, má iba 9,5 – 9,7 oblúkovej sekundy. V dolnej konjunkcii má podľa rozličných zdrojov až 60,3 – 65 oblúkových sekúnd. Nižšia hodnota pravdepodobne pochádza z toho, že pri výpočtoch sa niekedy planéta berie bez atmosféry. Spodné vrstvy jej atmosféry však nie sú priesvitné a preto planétu zdanlivo zväčšujú. Jej rozmer bol z tohto dôvodu v minulosti nadhodnotený. Uhlový priemer Venuše sa tak v závislosti na tom, na ktorom mieste svojej dráhy sa nachádza, líši takmer o celú uhlovú minútu.

V blízkosti dolnej konjunkcie obklopuje skoro celý kotúčik aureola. Vzniká rozptylom slnečného svetla v jej atmosfére. Rovnakým procesom je pozemská obloha za súmraku stále svetlá, hoci Slnko nie je nad obzorom. Venuša je jediné teleso, u ktorého sa niečo také zo Zeme dá pozorovať – na rozdiel od Mesiaca, hoci v detských ilustráciách sa tieto pretiahnuté konce kosáčika uzatvárajúce takmer úplný kruh prikresľujú práve jemu. V tesnej blízkosti dolnej konjunkcie sa dokonca tieto predĺžené rožky spoja a vytvoria okolo Venuše úplný, hoci ťažko pozorovateľný kruh.

Na oblohe Venuša buď nasleduje Slnko, alebo mu predchádza, no v oboch prípadoch v uhlovej vzdialenosti maximálne 47° od neho. Preto môže vyjsť nanajvýš 5 hodín pred východom Slnka alebo zapadnúť nanajvýš 5 hodín po jeho západe. Z tohto dôvodu ju v jesennom a zimnom období nikdy nepozorujeme v hlbokej noci. Údajne je možné, naopak, vidieť Venušu za dňa. Podmienkou je však jasná modrá obloha, pokojný a priezračný vzduch, veľká uhlová vzdialenosť planéty od Slnka (jeden zdroj uvádza práve obdobie jej maximálnej jasnosti, čiže rozstup so Slnkom 39°) a tiež to, že pozorovateľ vie, ak sa má pozerať.

Planéta je taká jasná a nápadná, že najmä pri jej pozorovaní na večernej oblohe zažívajú pracovníci hvezdární nápor telefonátov, čo je to za jasnú „hviezdu“, ktorá svieti na západe. Neznalí ľudia ju dokonca veľakrát nahlásili ako UFO, navzdory tomu, že sa nepohybuje po oblohe takmer o nič rýchlejšie než iné vesmírne objekty. Jej veľká jasnosť, o toľko väčšia ako jasnosť ostatných bodových zdrojov svetla, evokuje pocit, že to nie je normálne vesmírne teleso. Pre zaujímavosť, keby Venuša nemala mraky, pozorovateľ na jej povrchu by pri najbližšom priblížení k Zemi (v dolnej konjunkcii videl Zem v „splne“ ako teleso s magnitúdou -5,6. Vo vzdialenosti nanajvýš pol stupňa (rozmer Mesiaca v splne na pozemskej oblohe) by sa dal pozorovať tiež Mesiac. Javil by sa stokrát slabší ako Zem, ale stále poľahky viditeľný voľným okom – mal by 1. magnitúdu.

Po uplynutí ôsmich rokov sa Venuša pri pozorovaní zo Zeme s veľkou presnosťou vracia na rovnaké miesto oblohy. Znamená to, že po uplynutí tejto periódy ju nájdeme v tom istom dátume a čase na takmer rovnakom hviezdnom pozadí.

Pekné sú jej konjunkcie, ktoré nastávajú najčastejšie s Mesiacom vo fáze kosáka, s Merkúrom alebo jasnými hviezdami. Začiatkom apríla 2020 napríklad prešla Plejádami. Výnimočne sa však dostáva aj do konjunkcií s inými planétami.

V ďalekohľade možno pozorovať jej fázy, ktoré si všimol už prvý človek, ktorý na túto planétu namieril ďalekohľad – Galileo Galilei.

 

Prechod popred slnečný disk

Pri svojom obehu niekedy z pohľadu pozorovateľa na Zemi Venuša prejde popred slnečný kotúč. Stáva sa to, keď prechádza z večernej oblohy na rannú. V drvivej väčšine prípadov je vtedy nepozorovateľná, lebo ide pri pohľade zo Zeme popod či ponad slnečný disk. Od stredu slnečného kotúča môže byť pri konjunkciách vzdialená až 9° severne alebo južne. Občas sa však priemetne priamo predeň. Na rozdiel od prechodov Merkúra sú prechody Venuše zriedkavejšie, no zároveň lepšie pozorovateľné. Planétu vďaka jej väčšej uhlovej veľkosti možno vidieť aj bez ďalekohľadu, podmienkou je, prirodzene, kvalitný filter. V každom storočí nastanú nanajvýš dva prechody a to v osemročných odstupoch po sebe. Pre 21. storočie sme si to už, žiaľ, vyplytvali – zatiaľ posledný prechod Venuše popred slnečný disk nastal 6. júna 2012 a pred ním v roku 2004. Medzi posledným z dvojice prechodov a prvým prechodom nasledovnej dvojice je odstup buď 105,5 alebo 121,5 roka. Tieto dva intervaly sa pravidelne striedajú. Pravidelne sa strieda aj to, v ktorom mesiaci roka sú prechody pozorovateľné. Oba prechody 21. storočia sa dali pozorovať v júni. Oba prechody 22. storočia budú pozorovateľné v decembri. Medzi posledným decembrovým a najbližším júnovým prechodom prichádza vždy tá dlhšia medzera, čiže 121,5 roka. Medzi posledným májovým a prvým decembrovým prechodom nastáva zase kratšia medzera, 105,5 roka. Najbližší prechod teda príde po relatívne kratšej medzere 105,5 roka v decembri 2117, čo je ale vzhľadom na (súčasnú) dĺžku ľudského života pre súčasných čitateľov len slabá útecha. Navyše tento ani nasledujúci prechod v roku 2125 nebude z Európy takmer vôbec vidieť. V histórii ľudstva je zaznamenané pozorovanie len siedmich prechodov Venuše.

Kozmické sondy môžu pozorovať prechody Venuše aj v iných dátumoch a to vďaka tomu, že ich pozorujú z iných planét. Napríklad v roku 2012 sonda Cassini pozorovala dva prechody Venuše z orbity okolo planéty Saturn. Takéto pozorovania majú výsledky pre prieskum exoplanét, ktoré častokrát detegujeme práve vďaka prechodom.

História pozorovaní

Výskum pred érou ďalekohľadov

Venuša bola známa už oddávna, trvalo však dlho, kým malo ľudstvo šancu zistiť o nej niečo viac než to, že je jednou z „blúdivých hviezd“. Pravdepodobné prastaré záznamy jej pozorovania sa známe aj z územia Čiech, z Makotřas. Datujú sa do roku asi 2700 p. n. l. Preukázateľne prví, kto o nej písal, boli starí Babylončania. Prvé zachované tabuľky jej pohybu, klinovým písmom písané záznamy obsahujú efemeridy Venuše a metódu, ktorú zostavovatelia použili na výpočty.

Na základe jej jasnosti sa už v minulosti dalo usudzovať (no bez istoty), že po Mesiaci ide o naše najbližšie vesmírne teleso. Viaceré staré národy používali pre Venušu dve rôzne mená, podľa toho, či ju na oblohe pozorovali pred východom Slnka, alebo po jeho západe. Napríklad starí Gréci ju ráno nazývali Phosphortus a večer Hesperos. Tradícia svojím spôsobom pretrvala dodnes, keďže aj my nazývame Venušu vo východnej elongácii (na večernej oblohe) Večernicou a v západnej elongácii (na rannej oblohe) Zorničkou. Ľudia si však dlho neuvedomovali, že ide o jednu a tú istú planétu. Ptolemailos ju vo svojej geocentrickej sústave, ktorá pretrvala do konca stredoveku, umiestnil na obežnú dráhu okolo Zeme medzi obežnú dráhu Mesiaca a predpokladanú obežnú dráhu Slnka okolo Zeme.

17. júna roku 2 pred našim letopočtom bola Venuša vo veľmi blízkej konjunkcii s Jupiterom. Planéty vtedy nebolo možné odlíšiť voľným okom. Tento úkaz sa považuje za horúceho kandidáta na jav, ktorý sa označuje ako Betlehemská hviezda.

Výskum v ére ďalekohľadov

Galileo Galilei ako prvý namieril na Venušu ďalekohľad. Jeho pozorovania sa datujú na koniec septembra 1610, podľa iného zdroja až na rok 1611. Určite bol prekvapený, keď na mieste žiarivého bodu uvidel neúplný kotúčik, fázu planéty. Fázy sa navyše postupne menili. To bol jednoznačný dôkaz, že Venuša obieha okolo Slnka, pretože keby tomu tak nebolo, nejavila by všetky fázy. Podľa Ptolemaiovskej sústavy by sme Venušu mohli vidieť len ako kosáčik, maximálne ako Mesiac vo fáze prvej štvrte. Skutočnosť, že niekedy vyzerá takmer ako Mesiac v splne, jasne ukazovala, že táto planéta sa niekedy dostáva za Slnko. Značilo to definitívne zrútenie sa cirkvou uznávaného Ptolemaiovho modelu sveta.

Johannes Kepler vďaka tomu, že odhalil nielen skutočné centrálne teleso planét, ale aj skutočné tvary ich obežných dráh, presne predpovedal prechod Venuše popred Slnko v roku 1631. Bohužiaľ sa však tohto javu nedožil, zomrel o rok skôr. Je veľmi pravdepodobné, že tento prechod Venuše, prvý vypočítaný na svete vôbec, napokon nepozoroval nikto. Mal byť pozorovaný z Ruska, Indonézie a Austrálie. Do žiadnej z týchto končín sa však Keplerove informácie nedostali a nikto o pozorovaní tohto prechodu nepodal správu.

Nasledujúci prechod o osem rokov neskôr však podľa Keplerom zostavených Rudolfínskych tabuliek nastať nemal. Drobná chyba v jeho výpočtoch ho viedla k domnienke, že Venuša pri dolnej konjunkcii v roku 1639 slnečný kotúč minie. Mladý anglický matematik a astronóm Jeremiah Horrocs si však túto chybu všimol a správne vypočítal, že prechod nastane, aj to, že by ho pred západom Slnka malo byť vidno aj z Anglicka. Upozornil naň úzky okruh ľudí. Kvôli zlému počasiu však okrem Horrocsa videl a zaznamenal tento úkaz len na krátky okamih jeho kamarát Crabtree. Napriek tomu, že ju videl len chvíľu a tesne pred západom, veľmi presne na svojom kreslenom zázname trafil jej uhlovú veľkosť 1’3″. Jeho a Horrocsove záznamy sú prvými známymi záznamami o prechode Venuše. Vznikli metódou projekcie Slnka.

Francúzsky vzdelanec a popularizátor prírodných vied Bernard de Fontelle (1657 – 1757) v roku 1686 fantazíroval o venušskom živote. V diele Rozpravy o mnohosti svetov uviedol, že Venušania sa podobajú Maurom. Podľa jeho slov mali byť malí, čierni, opálení, vtipní, ohniví, vždy zamilovaní a píšuci verše, milujúci hudbu, každý deň poriadajúci festivaly, tance a turnaje.

V roku 1716 Edmud Halley, slávny anglický matematik a astronóm, navrhol pozorovať prechody Venuše, aby bolo možné určiť vzdialenosť Zem-Slnko.

V roku 1761 ruský básnik a všestranný prírodovedec Michail V. Lomonosov, zakladateľ moskovskej univerzity, pozoroval zo svojej súkromnej pozorovateľne prechod Venuše popred Slnko. Všimol si, že okraj planéty sa javí rozostrený, respektíve jej tmavý kotúč obklopuje svetlejší prstienok. Z toho správne usúdil, že planéta má atmosféru.

Vďaka závoju mrakov bol povrch Venuše dlho zahalený tajomstvom. Po Lomonosovom objave sa preto najbližších zhruba 150 rokov vedomosti ľudstva o tejto planéte veľmi nerozšírili. Používanie čoraz väčších a väčších ďalekohľadov pri jej pozorovaní na rozdiel od iných planét neprinášalo žiadne detaily. V oblakoch síce boli občas zaznamenané a neskôr aj fotografované tmavšie škvrny, podľa niektorých autorov je však reálnosť takýchto pozorovaní prinajmenšom diskutabilná. Aj rotačná doba planéty zostávala až do použitia radaru záhadou.

Vďaka postupu E. Halleyho sa však podarilo približne zmerať vzdialenosť od Slnka k Zemi. Zaslúžilo sa o to pozorovanie moreplavca Jamesa Cooka, ktorý cestoval až na v tej dobe ťažko dostupné Tahiti. Vyšla mu o čosi väčšia než reálna vzdialenosť, 153 miliónov +- milión km. Výsledky pozorovaní v tej dobe neboli presné kvôli technickým limitám ich prístrojov, aj kvôli optickým javom, ktoré vznikajú v dôsledku Venušinej atmosféry. Pozorovania nasledujúcej dvojice prechodov v rokoch 1874 a 1882, na ktoré boli vyslané aj medzinárodné vedecké expedície, už priniesli oveľa presnejšie výsledky. Kanadsko-americký matematik a astronóm Simon Newcomb dostal hodnotu 149 590 000 ± 310 000 km. Dvadsiate storočie prechody Venuše „preskočili“, no v tomto období sa už vyvinuli iné a presnejšie merania vzdialenosti Zeme od Slnka.

Z porúch, ktoré táto planéta spôsobovala v obežnej dráhe Merkúra a Zeme, sa odvodilo, že pomer medzi hmotnosťou Venuše a hmotnosťou Slnka je asi 1:408 000.

Venuša bola dlho považovaná za sesterskú planétu Zeme. Keďže veľkosťou a hustotou sa Venuša podobá Zemi, predpokladala sa prítomnosť kvapalnej vody na jej povrchu. K pravde vedcov nepriviedol ani fakt, že Venuša je bližšie k Slnku ako Zem a dostáva od neho dvakrát viac slnečného žiarenia. Podľa niektorých dobových odborníkov hustá atmosféra planéty prepúšťa na povrch len malé množstvo slnečného žiarenia, takže teplota tam nebude príliš vysoká. Používanie stále väčších ďalekohľadom na pozorovanie a navzdory tomu nenájdenie žiadnych detailov jej povrchu viedli k správnemu záveru, že celá planéta je zahalená do neprerušenej vrstvy mračien. Stále nebola známa ani jej rotačná doba a už vôbec nie to, čo sa nachádza pod mrakmi. Fantazírovalo sa o divokých džungliach či o naftových oceánoch. Táto predstava sa udržala až do 60. rokov 20. storočia i navzdory pribúdajúcim indíciám, že je tomu inak. Vyvrátiť dlhodobo vžitú predstavu o prívetivej Venuši sa podarilo až s vyslaním prvých kozmických sond k nej, ktoré priniesli spoľahlivejšie údaje, než boli tie zo Zeme.

Prvý dôkaz proti predpokladom vodného povrchu Venuše sa objavil pri jej prvom spektroskopickom pozorovaní. V roku 1920 pozorovanie observatóriom Mount Wilson nenašlo ani náznak spektrálnej čiary vody. Mikrovlnné pozorovania navyše ukázali, že teplota atmosféry je okolo 600 K, čo možnosť vody tiež vylúčilo. A pritom to bolo menej než skutočná hodnota. Diaľkové merania poukazovali tiež na vysoký tlak.

V 20. rokoch 20. storočia položil Bernard Loyt základy planetárnej fotometrie. Vďaka tomu sa zistilo, že slnečné svetlo odrážané Venušou je čiastočne polarizované a stupeň jeho polarizácie sa mení s fázou planéty. Táto skutočnosť napomohla rozpoznať zloženie jej oblakov, ktoré sa nedalo určiť spektroskopicky tak ako zloženie zvyšku Venušinej atmosféry. Pozorované polarizačné krivky obmedzili výber možných látok, z ktorých sa venušské mračná mohli skladať. Vylúčili sa kryštáliky ľadu, ale aj zrnká prachu a organické zlúčeniny.

Od roku 1932 spektroskopické výskumy jasne ukazovali, že hlavnou zložkou atmosféry je oxid uhličitý. Objavili ho T. S. Adams a T. Dunham v odrazenom slnečnom spektre v infračervenom obore s vlnovou dĺžkou okolo 800 nm. Tri zložité pásy v blízkom infračervenom spektre poukazovali na prítomnosť tohto plynu – a v nijako malých množstvách. Podľa merania intenzity týchto pásov sa už nad mrakmi Venuše muselo nachádzať asi 1000-krát vyššie množstvo oxidu uhličitého, než obsahuje celá zemská atmosféra! Neskôr sa podarilo cez spektrum identifikovať aj oxid uhoľnatý, kyselinu chlorovodíkovú a kyselinu fluorovodíkovú. Shorn objavil v spektre síce aj očakávanú vodnú paru, no jej množstvo bolo také malé, že keby táto voda v atmosfére Venuše skondenzovala, vytvorila by vrstvičku hrubú len zhruba desať mikrometrov. Z toho vyplývalo, že nad mrakmi je Venuša dokonca desaťkrát suchšia ako Mars a neskôr sa ukázalo, že pod mrakmi to nie je o nič lepšie. Spektroskopia určila tiež rýchlosť rotácie atmosféry Venuše, no nie jej povrchu. Získali sa však prvé indície toho, že rotácia je pomalá. Niektoré venušské spektrá sa získavali pozorovaním zo zemského povrchu, iné z výškových balónov vznášajúcich sa v zemskej atmosfére.

V roku 1955 vykonali Pettit a Nicholson prvé spoľahlivé merania infračerveného žiarenia z Venuše. Vyšlo im, že priemerná teplota nad mrakmi je približne -35°C a rozdiely vo dne a v noci sú zanedbateľné. Meranie hlbších vrstiev atmosféry však už touto metódou nebolo možné vykonať, pretože infračervené žiarenie vychádzajúce z Venuše pohlcuje naša atmosféra. Preto ďalšie teplotné merania prebehli v pásme rádiových vĺn. Tento výskum vykonali C. Mayer a jeho kolegovia na Naval Research Laboratory vo Washingtone. Meranie vlastného rádiového žiarenia Venuše opäť poukázalo na to, že na planéte panuje neočakávane vysoká teplota, až 300°C+-100°C. Podľa iného zdroja prieskum v centimetrových vlnách svedčil o teplote vyššej než 400°C. Na týchto vlnových dĺžkach je atmosféra planéty celkom priehľadná a tak nebolo pochýb, že nameraná teplota je teplotou povrchu. Svedčilo to zároveň o obrovskom množstve oxidu uhličitého, ktoré túto teplotu skleníkovým efektom udržiava. Modely atmosféry, ktoré vznikli na základe tohto merania, tak nepriamo objavili, že na planéte musí okrem horúčav panovať aj obrovský tlak, a to až 10 000 kPa. Predstavy o obývateľnej Venuši boli čoraz viac naštrbené. Astronómovia však tieto čísla spočiatku prijali so všeobecnou nedôverou.

Výskum v ére radaru

Zásadný zlom v poznávaní povrchu Venuše prinieslo použitie radaru. Pre centimetrové vlnové dĺžky sú síce venušské mraky úplne priehľadné, no údaje z radarov je nutné dosť zložitým spôsobom rekonštruovať.  Signály vyslané z Kalifornie na vlnovej dĺžke 12,5 cm na prelome 50.-tych a 60.-tych rokov vyvolali po príslušnom čase potrebnom na let k planéte a návrat zjavné odozvy. Išlo o oveľa presnejšiu metódu na určenie vzdialenosti než dovtedy používaná astronomická triangulácia. Radarové merania planéty v rôznych polohách na jej obežnej dráhe viedli k spresneniu údajov o jej orbite. Do pozorovania sa zapojili radary Goldstone v Kalifornii, Jodrell Bank v Británii a Jevpatorijský radar v Sovietskom zväze na Kryme.

Systematický radarový výskum povrchu Venuše sa začal v roku 1962 a to hlavne pomocou 300-metrovej antény Arecibo v Portoriku a ďalších dvoch rádioteleskopov v Goldstone a Haystacku. Vďaka radaru sa zistilo, že skutočný povrch Venuše leží asi 50 km pod vrcholmi mrakov. Z tohto poznatku bolo sa jednoducho vypočítala reálna hodnota priemeru planéty a z toho bolo zase možné vypočítať jej hustotu a gravitačné zrýchlenie. Prvé merania radarom boli dosť nepresné. Ich cieľom bolo zistiť rotačnú dobu planéty. V roku 1964 sa zistilo, že rotácia je retrográdna. Skutočnú hodnotu rotácie sa podarilo zistiť podľa jedného zdroja v roku 1966, podľa iného v roku 1967.

Rádiolokačné metódy zo Zeme zistili, že povrch planéty je skôr rovinatý ako hornatý. Podarilo sa tiež rozpoznať prvé povrchové útvary, a to panvu a pohorie, ktoré boli pomenované jednoducho Alfa Regio a Beta Regio. Ďalšie útvary dostali mená podľa popredných fyzikov a astronómov ako K. F. Gauss a J. C. Maxwell. V roku 1970 zaviedla Medzinárodná astronomická únia na Venuši súradnicovú sieť. Táto súradnicová sústava súradnicová sústava sa nazýva afroditografická (z gréckeho názvu pre bohyňu Venušu – Afrodita).

Definitívne povrch odhalili až merania kozmických sond z programov Venera, Mariner, Pioneer Venus a Magellan. Vďaka sondám sa tiež spresnili informácie o hmotnosti tejto planéty.

Postupne začalo byť jasné, že prostredie na povrchu Venuše nie je vhodné pre žiadnu známu formu života. Existujú však úvahy o jej teraformácii, hoci ľudstvo v súčasnosti, naopak, pomaly robí Zem čoraz podobnejšiu Venuši. Objavili sa tiež teórie, že mikrobiálny život by mohol existovať vo vrchných vrstvách jej atmosféry. Podľa výskumníkov Dirka Schulz-Makucha a Louisa Irwina, ktorí začiatkom 21. storočia preskúmali archívne údaje zo sond Venera, Pioneer Venus a Magellan, to dokazuje nález sírovodíka, oxidu síričitého a sírouhlíka v týchto vrstvách. Sírovodík a oxid síričitý totiž spolu za bežných podmienok reagujú. Ak nikde nablízku nie je ich zdroj, nikdy nie sú nachádzané spoločne. Čo viac, sírouhlík za bežných podmienok pochádza len z biologických zdrojov.

V roku 2020 zase vzbudil rozruch vedeckej aj širšej verejnosti článok v Natural Astronomy, ktorý zverejnil tím z Cardiff Univerzity vo Walese. Oznamoval objav fosfánu (PH3) v atmosfére Venuše. Akýkoľvek fosfor na takomto mieste sa však očakával v oxidovanej forme. Vznik tohto vysoko redukčného plynu existujúce teórie nedokážu vysvetliť. Podľa nich nemôže byť dôsledkom ani bežných abiotických procesov, ani vzácnych, ako je pád meteoritu, výbuch sopky či blesk. Buď teda vzniká pre nás zatiaľ neznámymi chemickými procesmi, alebo je dôsledkom činnosti živých organizmov.

Skúmanie extrémneho skleníkového efektu na Venuši by mohlo pomôcť riešiť problémy so zmenou klímy na Zemi. Výskum podobných kozmických telies, ako je Zem, nám pomáha lepšie pochopiť aj našu planétu. Venuša je zároveň pre nás modelová planéta pre výskum exoplanét. Venuša ľudstvu navyše asistuje aj pri výskume iných telies slnečnej sústavy. Je vďačným objektom pre gravitačné manévre sond smerujúcich k Merkúru, ale napodiv aj k plynným obrom.

Počas posledného ľuďmi našej doby pozorovaného prechodu Venuše 6. júla 2012 bol už vedecký cieľ iný ako pri minulých prechodoch, aj keď došlo znovu aj k meraniu astronomickej jednotky. V rámci nácviku na výskum exoplanét sa pokúšali zistiť zloženie atmosféry Venuše v priebehu úkazu. Zapojil sa aj Hubblov vesmírny ďalekohľad, ktorý sa však na prijasné Slnko pozerať nemôže. Namiesto toho bol netradične zameraný na Mesiac, ktorý odráža slnečné lúče.

Informácie o kozmonautickom prieskume Venuše nájdete v článku Sondy k Venuši.

Vlastnosti

Veľkostné a hmotnostné parametre Venuše sú zo všetkých planét najpodobnejšie Zemi. Má priemer 12 104 km, hmotnosť 0,81503 hmotnosti Zeme, čo je 4,871 x 10²⁷ kg. Jej objem je 0,86 objemu Zeme. Gravitačné zrýchlenie na povrchu dosahuje 8,85 km/s², úniková rýchlosť 10,35 km/s. Stredná hustota planéty, 5,3 g/cm³, je iba o 5 % nižšia ako priemerná hustota Zeme. Rozloha jej povrchu predstavuje 94,95 % rozlohy zemského povrchu. Gravitácia na venušskom rovníku predstavuje 90 % pozemskej gravitácie. Gravitačné zrýchlenie na planéte je 8,88 m/s a úniková rýchlosť z nej predstavuje 7,32 km/s.

Z týchto dôvodov bola považovaná za sesterskú planétu, za dvojča Zeme. Vďaka tomu, že je o 28 % bližšie k Slnku než Zem, však každá časť jej povrchu dostáva takmer dvojnásobné množstvo tepla než dostáva rovnako veľká časť povrchu našej Zeme.

Obežná dráha

Venuša obieha okolo Slnka po dráhe s excentricitou len 0,006 773, čo je najkruhovejšia obežná dráha planéty slnečnej sústavy vôbec. Obieha rýchlosťou 35 km/s, o 5 km/s rýchlejšie než Zem, a preto ju každých 584 dní, čo je 19 mesiacov, z vnútornej strany predbehne. Jej obežná doba voči hviezdam, čiže venušský (siderický) rok, trvá 224,7 dňa. Za 13 svojich siderických obehov obehne Zem okolo Slnka takmer presne 8-krát. Rozdiel predstavuje len 0,8 dňa.

Veľmi zaujímavou, a pritom málo známou alebo mystifikovanou skutočnosťou, je, že dolná konjunkcia Venuše nastane zakaždým takmer presne o dve pätiny obežnej dráhy Zeme ďalej ako predchádzajúca dolná konjunkcia. Pri kolmom pohľade na tieto body a ich pospájaní sa vykreslí pentagram. Čo viac, pri každej dolnej konjunkcii je k nám Venuša obrátená rovnakou pologuľou! Dĺžka jej slnečného dňa totiž predstavuje pätinu jej synodického obehu. V období synodického roka, čiže medzi dvoma po sebe nasledujúcimi dolnými konjunkciami, sa Venuša okolo svojej osi otočí voči Slnku päťkrát, no voči Zemi len štyrikrát. Predpokladá sa, že táto koordinácia je dôsledkom slapových síl medzi Zemou a Venušou, no presný mechanizmus tohto pôsobenia je zatiaľ nejasný. Nie je to ani zďaleka jediný prípad vzájomných slapových úprav dráhy a rotácie v slnečnej sústave, ale záhadné je na ňom to, že ide o slapové pôsobenie medzi dvoma relatívne málo hmotnými telesami na relatívne veľkú vzdialenosť. Jeden autor označuje toto slapové pôsobenie za zanedbateľne malé. Rovnako záhadná je aj dráhová rezonancia, v ktorej sú Venuša a Zem uzamknuté, pretože by ju mali spôsobiť tie isté, podľa našich poznatkov príliš slabé, sily. Synchronizácia rotácie a obehu Venuše sa Zemou je možno iba veľmi nepravdepodobnou náhodou.

Priemerná vzdialenosť Venuše od Slnka predstavuje 108,2 milióna km. Najväčšia možná vzdialenosť tejto planéty od Zeme je 259 miliónov km, najmenšia 40 miliónov km. Nijaká planéta sa nemôže k Zemi priblížiť na menšiu vzdialenosť, ako práve Venuša. Pri najbližšom priblížení je od nás len o niečo viac než stonásobne ďalej ako Mesiac. Predstavuje to vzdialenosť 140 svetelných sekúnd. Vo svojej najvzdialenejšej polohe od Zeme letí svetlo alebo iný elektromagnetický signál medzi týmito dvoma planétami 14,3 minúty. Kozmické sondy prekonávajú vzdialenosť k Venuši – pochopiteľne, v období okolo dolnej konjunkcie – za dobu v trvaní približne troch mesiacov.

Sklon dráhy Venuše k ekliptike je takisto malý, dosahuje 3° 24´. Od roviny ekliptiky sa preto táto planéta môže vzdialiť nanajvýš na 6 464 000 km. Navzdory tomu, práve vďaka preto, že vidíme jej dráhu tak zblízka, sa pri pozorovaní zo Zeme najviac vzďaľuje od priemetu ekliptiky na oblohu. Je preto jedinou planétou, ktorá môže z pozemského pohľadu prechádzať Plejádami.

Na obežnej dráhe Venuše sa, podobne ako na obežnej dráhe Merkúra, nachádza prachový prstenec. Tento objav bol prekvapivý vzhľadom na relatívne malý rozmer planéty a jej blízkosť k Slnku.

Rotácia

Rotačná os má k rovine obehu len veľmi malý sklon, 2,65°.(19) Podobne ako Merkúr, ani Venuša teda nemá ročné obdobia. Niekedy sa však udáva, že sklon osi je 177,4° a teda, že planéta je prevrátená. Je to medzi planétami jedinečný prípad. Hoci aj Urán má spätnú rotáciu, jeho os sa odchyľuje len o 8° od roviny obežnej dráhy. Namiesto „prevrátenia hore nohami“ je preto skôr „zvalený na bok“.

Jeden obeh okolo Slnka Venuši trvá 224,7 pozemského dňa, čo je o 21 pozemských dní menej ako otáčka planéty okolo jej osi. Venuša je jediná planéta slnečnej sústavy, ktorej deň je dlhší ako rok. Od východu slnka po ďalší východ slnka by sme na Venuši museli počkať 116,88 dní, čo sú zhruba štyri pozemské mesiace. Dva mesiace nepretržitého svetla striedajú dva mesiace nepretržitej tmy. Ide o vôbec najdlhší deň na planéte slnečnej sústavy.

Nepoznáme uspokojivú odpoveď na otázku, prečo sa Venuša otáča tak pomaly a spätne. Usudzuje sa, že za to mohla nejaká udalosť v ranej fáze utvárania sa planéty. Venuša mohla napríklad vzniknúť zrážkou dvoch telies takým spôsobom, že ich rotácie sa vzájomne takmer vyrušili. Ďalšou možnosťou je vplyv slapových síl Slnka, ktorých pôsobenie na hustú atmosféru mohlo otáčanie planéty zastaviť. Torzné sily na hranici plášťa a jadra by možno planétu vedeli aj otočiť. Podľa ďalších modelov sa rotácia tejto planéty príliš nezmenila, ale došlo k postupnému otočeniu jej rotačnej osi. Počítačové modely zase naznačujú, že Venuša sa mohla kedysi otáčať podobnou rýchlosťou ako Zem, no trenie o jej hustú atmosféru mohlo spomaľovať rotáciu planéty až na dnešnú hodnotu. Iný zdroj to zase zdôrazňuje slapovým pôsobením atmosféry, ktoré rotáciu postupne spomaľovalo a pozvoľna roztočilo opačným smerom. Ďalší zdroj považuje za jedinú mysliteľnú udalosť, ktorá toto spôsobila, tesný prelet okolo iného vesmírneho telesa, ktoré svojou gravitáciou rotáciu planéty ovplyvnilo. Mohla to byť nejaká, možno dnes už neexistujúca, planéta či protoplanéta, ale, oveľa nepravdepodobnejšie, návštevník z medzihviezdneho priestoru.

Magnetosféra

Uvádza sa, že Venuša nemá magnetické pole, ide však len o globálne magnetické pole, inak povedané, magnetické pole indukované v jadre planéty. Ak také má, je prislabé na to, aby ho zaznamenali doterajšie výskumy kozmických sond, tzn. musí byť viac než 10 000-krát slabšie než magnetické pole Zeme. Jej vlastná magnetosféra je teda slabšia než 2 – 3 x 10^-8 Tesla. Nejaké magnetické polia sa však v okolí tejto planéty vyskytujú. Na rozdiel od Zeme je magnetické pole Venuše indukované v atmosfére pri interakcii ionosféry s časticami slnečného vetra. Ionosféra Venuše odkláňa slnečný vietor podobne ako magnetická polia planét, tvorí pre jeho častice vodivú prekážku. Niekedy sa označuje za pseudomagnetosféru alebo indukovanú magnetosféru.

Nie je celkom známe, prečo na Venuši neexistuje dvojpólové pole generované jadrom. Keďže sa predpokladá, že podmienky formovania Zeme a Venuše boli podobné, Venuša by mala mať, podobne ako Zem, kovové jadro, v ktorom by malo dochádzať k tzv. termochemickej konvekcii a tým aj ku generovaniu magnetického poľa. Či mala globálne magnetické pole aspoň v minulosti, to sa z hornín na jej povrchu na rozdiel od pozemských hornín, žiaľ, nedá určiť. Vysoká teplota na planéte totiž záznam magnetického poľa premazala.

Existujú tri základné teórie, ktoré neprítomnosť poľa indukovaného jadrom vysvetľujú. Prvá hovorí, že počiatočné teplo pri formovaní spoločne s teplom vznikajúcom pri rádioaktívnom rozpade nestačili na to, aby sa jadro udržalo v tekutom stave. Tým pádom by bola teplota jadra príliš nízka na termálnu konvekciu, podobne ako v prípade Marsu. Druhá teória vysvetľuje neprítomnosť vnútorne budenej magnetosféry Venuše malým tepelným tokom z jadra. Tretia hovorí, že veľmi slabá magnetosféra je dôsledok veľmi pomalej rotácie planéty. Táto teória by vysvetľovala neprítomnosť venušskej magnetosféry za predpokladu, že je jej pole tvorené magnetickým dynamom. To si vyžaduje elektricky vodivé jadro a primerane rýchlu rotáciu, podmienku, ktorú Venuša ako jediná z planét slnečnej sústavy nespĺňa.

Neprítomnosť magnetického poľa vytváraného jadrom má za následok fakt, že Venuša nie je tak dobre chránená proti časticiam slnečného vetra ako Zem a môže to byť jedna z príčin, prečo sa tieto dve veľkosťou podobné telesá od seba tak líšia.

Indukovaná magnetosféra vznikajúca pod vplyvom častíc slnečného vetra je sformovaná do dlhého chvosta, ktorý sa tiahne smerom od Slnka do vzdialenosti 8 až 12 polomerov Venuše. Na strane obrátenej k Slnku sa vytvára rázová vlna.

Atmosféra

Atmosféra druhej planéty je jedinečná. Je mnohonásobne hustejšia a horúcejšia než atmosféra akéhokoľvek iného pevného telesa v slnečnej sústave. Teplo a plyny unikajúce zvnútra planéty vyvolávajú jej cirkuláciu. Atmosféra Venuše predstavuje 10^-4 podiel z hmotnosti celej planéty. To je o dva rády vyššia hodnota ako hodnota hmotnostného podielu atmosféry Zeme. Hmotnosť atmosféry Venuše je zhruba 100-krát vyššia než hmotnosť atmosféry Zeme a vyše 10 000-krát vyššia než atmosféra Marsu, aj keď jej hlavnou zložkou je v druhom prípade ten istý plyn. Množstvo tohto plynu je pritom v atmosfére Zeme a Marsu zhruba rovnaké, nevieme však, prečo je jeho množstvo vo venušskej atmosfére toľkokrát vyššie.

Zohriaty vzduch nad rovníkom stúpa, presúva sa k pólom, kde ochladne, klesá k povrchu a vracia sa späť k rovníku. Toto prúdenie prebieha v hlavnej oblačnej vrstve. V smere od východu na západ ho križuje oveľa rýchlejšie prúdenie vyvolané neobyčajne rýchlou rotáciou atmosféry Venuše. Podobný typ prúdenia, avšak v oveľa menších výškach, existuje aj na Zemi. Venuša tak nemá lokálne rozdiely v počasí, ani v teplote. Toto konvektívne prúdenie možno nadnáša venušské oblaky podobne, ako vrcholky konvektívnych prúdov nad zemským povrchom nadnášajú kumuly.

Nad južným pólom planéty sa nachádza obrovský dvojitý atmosférický vír. Vedci na jeho prieskum použili sondu Venus Express, pretože jeho sledovanie považujú za kľúč k pochopeniu globálnej dynamiky a meteorológie atmosféry.

Vrchné vrstvy

Rozhranie medzi atmosférou Venuše a kozmickým priestorom tvorí takzvaná vodíková koróna alebo exosféra. Nachádza sa vo výškach od približne 500 km do výšky 1000 km nad povrchom. Menšie množstvo častíc v nej tvorí hélium. Podľa zistení sondy Venus Express kvôli chýbajúcej magnetosfére unikajú z venušskej atmosféry do kozmu celé atómy aj elektricky nabité častice. Interakcia so slnečným vetrom tieto častice urýchľuje. Hovoríme, že častice z Venuše doslova vytekajú na rozdiel od Marsu, ktorý tiež nemá globálne magnetické pole, ale častice jeho unikajúcej atmosféry odchádzajú jednotlivo. Dôvodom je väčšia intenzita slnečného vetra vo vzdialenosti Venuše od Slnka ako vo vzdialenosti Marsu.

Pod korónou až do výšky asi 300 km nad povrchom prevažuje v zložení atmosféry hélium. Až pod touto hranicou nadobúda zloženie atmosféry svoje typicky uvádzané zloženie: 95 – 96,5 % oxidu uhličitého, necelé 3 % až 3,5 % dusíka, 0,1 % kyslíka, kyseliny sírovej, oxidu síričitého, vodných pár a ďalších látok. Vodnej pary, hoci zohráva kľúčové úlohu pri tvorbe kyselín, je však vo venušskej atmosfére tak málo, že jedna jej molekula pripadá na viac než 10 000 molekúl CO². Celkové množstvo vody na planéte – pretože na povrchu sa nedá očakávať, iba v atmosfére – síce predstavuje 5 x 10¹⁹ kg, na Zemi je však pre porovnanie vody zhruba 30 000-krát viac. Hmotnostné spektrometre sond detegovali aj vzácne plyny, no v extrémne malých množstvách: zhruba 1 z 15 miliónov častíc venušskej atmosféry patrí argónu, 1 z 10 miliónov neónu a 1 z 2 miliónov kryptónu. Argónu 40, rozpadového produktu rádioaktívneho draslíka, je na Venuši toľko ako argónu 36 a 38 dohromady. Pomer argónu 36 a argónu 38 je približne rovnaký ako na Zemi. Množstvo oxidu uhličitého na planéte Venuša však nie je príliš odlišné od množstva oxidu uhličitého na Zemi. Dôvod, prečo je pozemská atmosféra úplne iná a prijateľná súčasnému životu je ten, že na Zemi je veľká časť oxidu uhličitého viazaná vo vápencoch a ďalších zlúčeninách v zemskej kôre.

Do výšky 250 km je hustota atmosféry prekvapivo podobná hustote atmosféry Marsu, no hustota pri povrchu sa od Venuše odlišuje o štyri rády!

Vo výške okolo 145 km, teda nižšie ako na Zemi, je venušská atmosféra najviac ionizovaná. Je to preto, že pod vplyvom slnečného žiarenia sa molekuly horných vrstiev atmosféry rozpadajú na atómy. Až keď ich cirkulácia atmosféry alebo vplyv slnečného vetra zanesie rýchlosťou niekoľko kilometrov za sekundu nad nočnú stranu, spoja sa naspäť do molekúl. Nie sú to však len pôvodné molekuly. Kyslík odštiepený nad dennou stranou Venuše z oxidu uhličitého sa spája s ďalším atómom kyslíka do molekulárneho kyslíka, alebo s dvoma ďalšími atómami do molekúl ozónu. Aj Venuša má teda ozónovú vrstvu, podobne ako Zem a Mars. Pri vzniku molekúl sa uvoľní značné množstvo žiarenia. To vytvára nad nočnou stranou žiariacu auroru. V dôsledku tohto procesu vrchná vrstva planéty na Slnkom osvetlenej strane značne redne. Nevieme však, prečo sa množstvo molekulárneho kyslíka nerovná polovici množstva molekúl oxidu uhoľnatého (CO), ktorý by mal po štiepení molekúl oxidu uhličitého zostať. Tento pomer bol zistený na Marse, u ktorého je dominantným plynom atmosféry takisto oxid uhličitý. U Venuše je však z neznámeho dôvodu molekulárneho kyslíka oveľa menej. Hustota elektrónov vo výške 145 km dosahuje pol milióna častíc na cm³ cez deň, v noci je ich desaťkrát menej.

Kvôli neprítomnosti silného magnetického poľa vráža do ionosféry Venuše ničím nezbrzdený slnečný vietor. Ten túto vrstvu atmosféry formuje do podoby útvaru podobného chvostu kométy. Jej chvost zasahuje milióny kilometrov ďaleko. Na strane privrátenej k Slnku siaha ionosféra len do výšky 300 km, pretože ju slnečný vietor svojím magnetickým poľom stláča. Sonda Venus Express pozorovala, že keď v dôsledku neobvykle nízkej slnečnej aktivity poklesla intenzita slnečného vetra na iba 0,1, častice na centimeter kubický a dynamický tlak na 0,1 nPa, čiže asi jednu päťdesiatinu svojej typickej hodnoty, tvar ionosféry Venuše sa zmenil. Po 30 – 60 minútach od poklesu slnečnej aktivity sa tok iónov pozdĺž terminátora zreteľne spomalil. Zvyčajne tenký kanál pozdĺž terminátora, ktorým ióny prúdia z dennej na nočnú stranu planéty, sa roztiahol, keďže nebol tak stláčaný slnečnými časticami. Preto nabitých častíc, hoci mali nižšiu rýchlosť, prechádzalo kanálom pozdĺž tohto poklesu viac ako zvyčajne. Ionosféra sa z pôvodného chvosta sformovala do tvaru kvapky, ktorá bola od planéty vzdialená minimálne 15 000 km.

Denná a nočná teplota sa vo vrchnej vrstve atmosféry, termosfére, veľmi líšia. V noci klesá k typicky nočnej teplote medziplanetárneho prostredia, cez deň sa približuje k príjemnej hodnote 300 K. Vo výškach nad 100 km preto prebieha prúdenie z dennej strany na nočnú stranu, ktoré je dôsledkom nerovnomerného ohrevu atmosféry.

S klesajúcou výškou sú však tieto teplotné rozdiely menšie a v mezopauze takmer zanikajú. Sonda Venus Express zistila pri pozorovaní prechodu slnečného žiarenia terminátorom veľmi zaujímavý jav a to, že v mezopauze venušskej atmosféry, ktorú máme zafixovanú ako veľmi žeravú, sa vo výške 125 km nachádza oblasť s dokonca nižšími teplotami ako na Zemi. Teplota by tam mala klesnúť až na -175°C. Takéto mrazy bohato postačujú na to, aby oxid uhličitý zamrzol na sneh.

Vo výške približne 100 km objavila sonda Venus Express svojím prístrojom VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer) počas pozorovania žiarenia atmosféry nad nočnou stranou planéty hydroxyl. Táto zlúčenina kyslíka s jediným atómom vodíka sa vyskytuje len v približne 10 km hrubej vrstve. Jeho množstvo je navyše veľmi premenlivé. Medzi dvoma obehmi Venus Express okolo planéty sa jeho hodnoty líšili až o 50 %. Na Zemi je hydroxyl spojený s ozónom a preto vedci predpokladajú, že na Venuši to bude podobne. Medzi atmosférami oboch planét existujú až neočakávané podobnosti. Staršie sondy hydroxyl neobjavili, pretože sa veľmi ťažko deteguje.

Vo výške 80 km nad povrchom je ďalšia záhadná vrstva. Absorbuje ultrafialové žiarenie, hoci na to nemá žiadny zjavný dôvod. Objavili sa špekulácie o mikróboch žijúcich v tejto vrstve, ktoré by na svoju, vedcom neznámu fotosyntézu, potrebovali práve ultrafialové žiarenie.

Oblačnosť

Vo výške zhruba 60 km nad povrchom, v stratosfére, sa začína 15 až 20 km hrubá vrstva mrakov z kvapôčok kyseliny sírovej. Rozprestierajú sa vo výškach uvádzaných medzi 40 až 70 kilometrami.

Chemické zloženie oblakov

Zloženie oblakov bolo neznáme ešte veľmi dlho po tom, ako sa zistila ich existencia. Spektrum pevných alebo kvapalných látok, ktoré musia oblaky (rovnako ako oblaky na Zemi) tvoriť, sa nedá získať tak ako spektrum plynu. Pozorovanie polarizačných kriviek Venuše a tiež ďalšie optické javy pozorované vo venušských oblakoch viedlo k záveru, že práve kyselina sírová je ich hlavnou zložkou. Kyselina sírová vzniká priamo v atmosfére z oxidu sírového a vody. Oxid sírový zase vzniká z oxidu síričitého, ktorý sa rozpadá pod vplyvom slnečného žiarenia. Vedcov však miatlo, že spektrum oxidu sírového nebolo vo venušských oblakoch pozorované, čo vyvolávalo neistotu v tom, z čoho sú vlastne tieto oblaky zložené. Molekuly oxidu sírového však zrejme okamžite reagujú s akoukoľvek stopou vodných pár a menia sa na kyselinu. Dnes už o kyseline sírovej ako o hlavnej zložke oblakov nikto nepochybuje. Síru do mračien dodáva pravdepodobne celoplanetárny vulkanizmus. Ako prímes sa v týchto oblakoch vyskytuje aj voda a ďalšia, neznáma zložka, ktorá dobre pohlcuje UV žiarenie.

Ďalšie žieraviny zistené vo venušskej atmosfére sú chlorovík a fluorovodík, z ktorých vzniká kyselina chlorovodíková (soľná) a fluorovodíková. Molekuly fluorovodíku navyše môžu reagovať aj s kyselinou sírovou a vytvárať kyselinu fluorovo-sírovú so vzorcom HSO3F, ktorá je ešte žieravejšia než kyselina sírová. Leptá množstvo kovov aj nerastov. Navzdory tomu aspoň niektoré z kozmických sond týmto mimoriadne agresívnym prostredím dokázali preletieť a naďalej fungovať.

Štruktúra oblakov

Kvapôčky koncentrovanej kyseliny, ktoré tvoria mraky, sú tým väčšie, čím bližšie k povrchu planéty sa nachádzame. Vyššie položené oblaky, ktoré sa začínajú tvoriť vo výškach okolo 63 – 67 km, sú podľa údajov kozmických sond z roku 1978 preto priehľadnejšie ako tie nižšie. Vo výške okolo 60 km by pozorovateľ zostupujúci do venušskej atmosféry prestal vidieť hviezdy. Vo výškach medzi 49 – 52 km je už priehľadnosť nižšia ako niekoľko sto metrov.

Vo viditeľnom spektre sa oblaky javia takmer bez detailov, majú bledožltú farbu. Pôvod tejto farby sa nepodarilo vysvetliť. Kyselina sírová ju nespôsobuje, ale mohla by ju spôsobovať nejaká zložitejšia zlúčenina síry s inými prvkami alebo samotná molekulárna síra. Na ultrafialových záberoch je však zjavná ich typická štruktúra, špirálovité vinutie od rovníka k pólom. Na ultrafialových snímkach tak mávajú oblaky typický vzor v tvare „V“. Je spôsobený tým, že oblačnosť rotuje pomalšie v blízkosti pólov ako rovníka. Niektoré mraky na UV snímkach sú tmavšie ako iné, čo svedčí o nerovnomernom rozložení ich hmoty. Na ultrafialových snímkach sondy Akacuki vidieť uniformnú oblačnosť nad južným pólom, ktorá v nižších šírkach prechádza pomerne ostro do omnoho turbulentnejších a premiešanejších vrstiev atmosféry. V oblasti pólov vanú skôr horizontálne vetry, kým bližšie k rovníku prebieha divoká konvekcia. Takisto infračervené zábery ukazujú veľké rozdiely medzi redšími a hustejšími oblakmi.

Ich vrchné vrstvy sa pohybujú veľmi rýchlo, až 350 km/h – 400 km/h. Tieto oblaky teda obehnú planétu raz za štyri dni, čo je neporovnateľne rýchlejšie než spodné časti atmosféry, ktoré sa spolu s planétou otočia raz za osem mesiacov. Prudké vetry vo vysokých vrstvách atmosféry sú podobné tryskovému prúdeniu, tzv. jet stream, v zemskej atmosfére. Zaberajú však omnoho rozsiahlejšiu oblasť. Najväčšia je rýchlosť vetra nad rovníkom.

Kyselina sírová zostáva kvapalná až do teploty -20°C, pričom na vrcholkoch mrakov panuje teplota okolo -35°C. Vo výškach zodpovedajúcich -20°C môže vznikať dážď kyseliny a padať stále horúcejšou atmosférou. Kvapky kyseliny sa stávajú čoraz koncentrovanejšími, ako sa ich vodná zložka pod vplyvom tepla vyparuje. Na povrch však nedopadne ani koncentrovaná kyselina – kvôli vysokému tlaku sa odparí už pár kilometrov nad povrchom.

Elektrické náboje medzi oblakmi vyrovnávajú výboje mohutných bleskov. Blesky v niektorých oblastiach môžu spolu so sopečnými zmenami byť sprievodnými javmi vulkanickej aktivity. Sondy detegovali jednak samotné záblesky, jednak rádiové poruchy. Všetko svedčí o tom, že tu prebiehajú silné búrky.

Na Venuši vanú prudké horizontálne vetry a to prevažne východným smerom. Vo výške 50 – 55 km je rýchlosť vetra podľa iného zdroja už len 250 km/h, podľa iného však až 700 km/h. Vyššia hodnota sa zakladá na pozorovaní mrakov v ultrafialovej oblasti spektra a priamych pozorovaniach voľného pádu sond prechádzajúcich týmito výškami. Atmosférický tlak v nich dosahuje 100 Pa – len tisícinu pozemského tlaku. S rastúcou hĺbkou však tlak rýchlo stúpa a rýchlosť vetra klesá. Na dolnom okraji mrakov už má vietor rýchlosť len 180 km/h.

S rastúcou hĺbkou tiež rastie množstvo oxidu siričitého. Tento dráždivý plyn, ktorého je vo venušskej atmosfére až miliónkrát viac ako v pozemskej, totiž podlieha rozkladu pod vplyvom slnečného žiarenia. Slnko rozloží jeho molekuly už v priebehu niekoľkých dní. Vo vrchných vrstvách atmosféry je ho preto málo, ale ukrytý pod oblakmi dosahuje vysokú koncentráciu. Koncentrácia oxidu siričitého sa podľa meraní sondy Venus Express v priebehu prvých šiestich rokoch výskumu značne menila. Hneď po prílete tejto sondy k planéte bolo zaznamenané výrazné zvýšenie tohto plynu v horných vrstvách atmosféry, ktoré bolo nasledované prudkým poklesom len na desatinu niekdajšej hodnoty. Niečo podobné zaznamenala aj sondy Pioneer Venus 1. Všetko nasvedčuje tomu, že tento nestabilný plyn je do vrchných vrstiev atmosféry periodicky dopĺňaný. Najpravdepodobnejším vysvetlením sú výbuchy sopiek, ktoré tento plyn do atmosféry dopĺňajú podobne ako na Zemi. Kvôli relatívne rýchlemu prúdeniu v atmosfére, ktorá rozptyľuje oxid síričitý na veľké vzdialenosti, je však ťažké určiť miesto jeho pôvodu. Podľa Emmanuela Marcqa a jeho vedeckého tímu vychrlilo oxid siričitý do atmosféry skôr niekoľko menších vulkánov, ako jedna erupcia väčšej sopky.

Život v oblakoch?

Začiatkom 21. storočia sa posilnili špekulácie o tom, že navzdory vražedným podmienkam by na Venuši predsa len mohol existovať primitívny život a to v horných vrstvách venušskej atmosféry, kde podmienky nie sú až také drsné ako na povrchu. Podľa teórie vedcov z Texaskej univerzity by tu mohli žiť baktérie, ktoré produkujú zatiaľ nevysvetliteľný sírovodík, oxid síričitý a sírouhlík. Zdrojom ich energie by mohlo byť UV žiarenie zo Slnka. Jeho pohlcovanie by vysvetlilo zatiaľ nevysvetlené tmavé škvrny na UV snímkach planéty.

Zhruba 20 z jednej miliardy častíc atmosféry tvoria molekuly fosfánu (PH3) koncentrovaného vo výškach okolo 53 – 61 km. Objavili ich ďalekohľady JCMT a ALMA pri výskume spektra v pásme milimetrových vĺn. Spektrálna čiara fosfánu, v ktorej bol rozpoznaný, má vlnovú dĺžku 1,123 mm. Astronómovia najprv skúmali možnosť, či toto namerané množstvo nemôže byť dôsledkom „kontaminácie“ danej spektrálnej čiary nejakou inou blízkou spektrálnou čiarou, napríklad oxidom síričitým. Nemohli skrátka výsledkom merania uveriť, pretože v zemskej atmosfére je prítomnosť tohto plynu spojená buď s ľudskou činnosťou, alebo s činnosťou mikroorganizmov. Tento jedovatý plyn vzniká rozkladom organickej hmoty. Preto sa nepredpokladalo, že sa ho v atmosfére Venuše nájde detegovateľné množstvo. V pevných planétach môže plyn vznikať aj anorganicky v ich vnútrach, ale ich skalnatý povrch predstavuje pri uvoľňovanie tohto plynu neprekonateľnú prekážku. Vulkanizmus síce môže určité množstvo fosfánu dostať von, ale na pozorované množstvo by musel byť 200-krát aktívnejší ako na Zemi. A ak by sa fosfán aj dostal nad venušský povrch, mal by rýchlo zoxidovať. Autori štúdie, ktorí tento objav zverejnili, predpokladajú, že vzhľadom na relatívne nízku teplotu týchto vrstiev atmosféry vzniká fosfán bližšie k povrchu a následne stúpa nahor. Na povrchu planéty však neboli zistené žiadne formy zlúčeniny fosforu. Autori nevylúčili ani dopravu tohto plynu na Venušu z medziplanetárneho priestoru. Každopádne, fosfán musí v atmosfére Venuše niečo dopĺňať, pretože jeho životnosť v jej podmienkach je iba 103 rokov. Bolo vylúčených už veľa chemických ciest, ktoré by mohli objasniť vznik fosfánu na Venuši anorganickým spôsobom. Tento objav však na druhej strane nemožno považovať ani za objav prejavov života na Venuši. Je zatiaľ len dôkazom anomálnej, nevysvetlenej chémie.

Navzdory tomu, že v oblakoch Venuše nie je ani zďaleka taká extrémna teplota a tlak ako na povrchu, rozhodne sa nedajú považovať za vhodné miesto pre čo i len najmenšie alebo najodolnejšie formy života. Toto prostredie je mimoriadne dehydrujúce a prekyslené. Nezvratným dôkazom života by bol len odber vzorky aerosólu a ich návrat na Zem, alebo detekcia živej hmoty a jej prejavov priamo na mieste.

Pod oblačnou vrstvou

Pod vrstvami oblačnosti kyseliny sírovej by sa mal nachádzať ešte opar kyseliny sírovej siahajúci zhruba do výšky 30 – 40 km nad povrch. Na spodnej hranici vrstvy mrakov už podľa jedného zdroja tlak prevyšuje pozemský tlak na hladine mora. Iné zdroje kladú túto hranicu vyššie alebo nižšie. Na povrchu Venuše je už 8,8 MPa – 9 MPa, čo je 90-násobok, podľa iného zdroja až 92-násobok hodnoty pozemského atmosférického tlaku. Takýto tlak sa na Zemi vyskytuje v oceánoch v hĺbke jeden kilometer. Atmosféra je tu pod vplyvom tlaku už taká hustá, že má vlastnosti nielen plynu, ale aj kvapaliny. Hustota vzduchu je 50-násobne vyššia ako hustota vzduchu na Zemi. Geochemici odhadli, že keby sa všetok oxid uhličitý viazaný v pozemských horninách stal súčasťou jej atmosféry, tlak na povrchu Zeme by bol takmer rovnako silný – 8 MPa.

Atmosféra je navzdory obrovskej hustote pod oblakmi priezračná. Vietor tu povieva už len rýchlosťami 4 až 7 km/h. Hoci je to takmer bezvetrie, stále však ešte dokáže premiestňovať prachové zrniečka a piesok. Podľa iného zdroja je však erózia povrchu na Venuši veľmi nízka, pretože bezprostredne nad povrchom je neustále bezvetrie. Nízku eróziu potvrdzujú aj nemnohé snímky, ktoré z povrchu Venuše máme. Každopádne, všetky zdroje sa zhodujú v extrémne rýchlom prúdení vo vysokých vrstvách atmosféry a extrémne pomalom tesne nad povrchom. Dôvod takéhoto priepastného rozdielu medzi prúdením v horných a spodných vrstvách atmosféry zostáva nejasný.

Podobne ako tlak prudko stúpa od výšky asi 100 km smerom nadol aj teplota. Vo výškach 70 – 100 km sú z neznámych príčin polárne oblasti teplejšie než rovníkové. Vo výške minimálne 40 km sa tieto teplotné rozdiely vyrovnávajú. Pozoruhodne vyrovnané sú aj rozdiely medzi dennou a nočnou teplotou, obzvlášť keď uvážime, že deň a noc trvajú na planéte veľmi dlho, takže je dosť času, aby sa cez deň ohriala a v noci vychladla. Navzdory tomu nie sú tieto rozdiely väčšie ako 25°C. Podľa jedného zdroja za to môže práve izolačná vrstva oblakov. Bežné povrchové teploty sa tak pohybujú v rozmedzí 460°C až 482°C. Olovo, cín a zinok sa už pri takejto teplote roztavia. Aj najnižšie povrchové teploty na Venuši sú vyššie než najvyššie možné teploty na Merkúri. Môže za to veľmi intenzívny skleníkový efekt, ktorému však vedci ešte úplne neporozumeli.

Povrch

Nad povrchom vanie vánok rýchlosťou 3 – 4 km/h. Na venušskú krajinu dopadá iba 20 % slnečného sveta, viditeľnosť je podobná ako pod veľmi zamračenou oblohou na Zemi. Tiene sú neostré a sú vo všetkých smeroch. Atmosféra filtruje modré svetlo, čo spôsobuje oranžovkasté zafarbenie povrchu známe zo snímok sond Venera 13 a 14, jediných sond, ktoré priniesli z tejto planéty farebné zábery. V duchu farieb známych z týchto snímok sú potom zväčša zafarbené aj mapy Venuše a rekonštrukcie jej výzoru zbaveného oblačnej vrstvy. Tvrdosť povrchu zodpovedá prevažne tvrdosti bazaltových hornín. Snímky z Venery 13 ukázali pustú krajinu s doskami sopečných hornín roztrúsených po zrnitom teréne. Trochu pripomínajú vulkanické planiny známe z úbočí pozemských sopiek. Kamery Venery 14 zaregistrovali po pristátí zvírenú vrstvu prachu. Nič podobné sa však nepozorovalo po pristátí žiadnej inej sondy.

Povrchová teplota sa uvádza medzi 460°C a 490°C, častejšie bližšie k nižšej z týchto hodnôt. Na tepelnej mape zhotovenej sondou Venus Express možno na vysoko položených územiach nájsť miesta s teplotou „len“ 422°C. Vďaka tepelnej zotrvačnosti veľmi hustého ovzdušia sú teplotné zmeny medzi dňom a nocou iba malé. Rovnovážna teplota, čiže teplota, ktorú by planéta mala, ak by vôbec nemala atmosféru, bola vypočítaná na 46°C.

Povrch Venuše má vek nanajvýš 700 miliónov rokov (udávajú sa však aj oveľa nižšie hodnoty) – z dôvodov, ktoré dodnes nie sú presne známe. Nikto nepochybuje o tom, že samotná planéta je podstatne staršia než jej povrch. Ponúka sa vysvetlenie, že došlo k zmene povrchu, ale nie je vôbec jasné, ako. Hovorí sa napríklad o búrlivej sopečnej činnosti.

Údajov o chemickom zložení povrchu nie je mnoho. Musíme sa opierať len o údaje sond programu Venera, ktoré odoberali vzorky v mieste svojho pristátia – rovery, ktoré by spravili rozsiahly geologický prieskum väčšieho územia, ako na Marse, by v podmienkach Venuše nedokázali fungovať. Spektrometre Vener ukázali, že analyzované vzorky sú takmer výlučne bazaltické vyvreniny. Mali vysoký obsah kremíka, horčíka, vápnika a draslíka s podstatnou prímesou titánu. Vo všeobecnosti o nich možno povedať, že sa podobajú bazaltom z dna pozemských oceánov. Sondy Venera s označením 6 až 10 merali tiež povrchovú rádioaktivitu. Na základe výsledkov sa ukazuje, že množstvo uránu na Venuši predstavuje približne rovnaké množstvo ako v čadiči na Zemi, desaťkrát menej ako v žule. Je to iba jedna až dve milióntiny celkovej hmotnosti hornín. Tória sa našlo viac, hoci je ho stále päťkrát menej ako na Zemi. Rádioaktívneho draslíka K 40 však sondy detegovali viac ako na Zemi. Prostredníctvom vrtov sa ukázalo, že hustota povrchových vrstiev v bezprostrednej blízkosti miest pristátia je podobná pozemskej, asi 2700 kg.m^-3. Zodpovedá to príslušnej hodnote kryštalických čadičov.

Výšky povrchových útvarov sa merajú vzhľadom ku strednému polomeru planéty, ktorý je 6 051,881 km, tak, ako na Zemi sa meria nadmorská výška vzhľadom k hladine mora. Zaujímavé je, že až 80 % venušského povrchu má výšku odlišnú od tohto priemerného polomeru len v rozsahu do jedného kilometra. Podobné je to aj na ďalších planétach s výnimkou Zeme. Takýto povrch sa nazýva unimodálny.

Približne 60 až 70 % plochy povrchu tvoria nižšie položené rovinaté oblasti, kde rozdiely vo výške terénu takisto nepresahujú 1 km. Ide teda o mierne zvlnený terén. Ohľadom týchto častí povrchu sa dá stretnúť s názvom Veľká Venušina planina, aj keď modernejšie zdroje dávajú jednotlivým častiam tejto planiny, odčleneným od ostatných vrchovinami, odlišné mená. Pôvod planín je vulkanický. Nachádzajú sa v nich plytké preliačeniny. Ich priemer dosahuje 400 až 600 km. Sú kruhovité, pripomínajú impaktné krátery a podľa starších zdrojov nimi naozaj sú. V skutočnosti sú však analogické oceánskym panvám na Zemi, ale neobsahujú žiadnu vodu. Asi 16 % povrchu pokrývajú tieto plytké panvy a údolia, zhruba 1500 metrov pod úrovňou stredného priemeru planéty. Nad ne vystupujú dve „kontinentálne“ vrchoviny, alebo „vyvýšeniny“, ktoré sa dvíhajú z nedoziernych plání do výšky 3 – 5 km. Predstavujú podľa rozličných zdrojov 10 % až 24 % povrchu. Informácie zo sondy Venus Express ukazujú, že ich horniny vyzerajú odlišne. Podporujú tak hypotézu, že kedysi išlo o skutočné kontinenty obklopené oceánmi.

Hlavné vyvýšeniny sú Aphrodite Terra (Afroditina Zem) a Ishtar Terra (Ištarina zem). Niekedy sa k nim priraďuje aj tretia, najmenšia Lada Terra. Menšie vyvýšeniny, akési „ostrovy“, ktorých je 20, sa označujú ako „Regio“. Koróny sú kruhové a oválne útvary s priemermi od 50 do 2600 km. Pravdepodobne vznikli z vyliateho podpovrchového horúceho materiálu. Chasmy sú rokliny, priepasti, dlhé, hlboké, strmé prepadliny.

Informácie o formovaní povrchu Venuše a konkrétne povrchové útvary nájdete v článku Povrch Venuše.

Vnútorné zloženie

Na rozdiel od Zeme, Mesiaca a Marsu sa na Venuši nevykonali zatiaľ žiadne priame merania, ktoré by nám napovedali niečo o jej vnútre, ako sú seizmické analýzy, pozorovanie vlastných kmitov – vibrácií – planéty – alebo precesia a nutácia. Nevykonalo sa ani základné seizmické meranie, ktoré by odhalilo hĺbku Mohorovičovej diskontinuity. Predpoklady o vnútornej stavbe planéty sú tak založené len na matematických odhadoch a predpokladanej podobnosti s omnoho lepšie preskúmanou Zemou. Z viacerých dôvodov sa domnievame, že vnútorné zloženie Venuše a Zeme je si navzájom podobné. Z merania gravitačného poľa Venuše spolu s jej topografiou vedci usudzujú, že pod povrchom prebieha konvekcia. Je to zrejme jediná planéta v slnečnej sústave, kde topografia dokáže prezradiť o vnútorných dejoch hlboko pod povrchom toľko informácií. Vzťah medzi topografiou a gravitačným poľom viedol k odhadu, že kôra na Venuši má priemernú hrúbku asi 35 km, pričom táto hrúbka kolíše od 15 po 50 km. Ak nie je rozlámaná na tektonické dosky, tvorí táto kôra príkrov plášťa. Hustota kôry sa odhaduje na 2900 kg.m^-3. Litosféra Venuše je pravdepodobne horúca a tenká, podobná litosfére, akú mala Zem v dávnej minulosti. Pod tenkou venušskou bazaltovou (kremičitanovou) kôrou by mohla byť astenosféra, vrstva do zníženou viskozitou, ale merania napovedajú, že tam asi nie je.

Pod kôrou sa teda zrejme ukrýva horúci, polotekutý skalnatý plášť. V mieste jeho styku s kôrou má podľa Lyttletona hustotu 5600 kg.m^-3. Jeho horná časť je tekutá. Podľa termodynamických modelov olivín na Venuši prechádza na wadsleyit v hĺbke 440 km a z wadsleyitu na ringwoodit v hĺbke 740 km. Na spodnom okraji plášťa sa nachádzajú kozuby magmy, roztaveného materiálu a vulkanických plynov. Na styku s jadrom je už podľa Lyttletonových výpočtov hustota 9500 kg.m^-1.

Magma Venuše obsahuje kremičitany, horčík a železo. Keďže roztavené horniny majú väčší objem a sú ľahšie ako pevné horniny, hoci aj rovnakého zloženia, vytvárajú na kôru tlak, ktorý ju môže preraziť. Plášť sa ochladzuje, pretože tepelná energia z neho prúdi k povrchu. Ak je však kôra Venuše skutočne jednoliata a nie rozlámaná na jednotlivé dosky, chýbajú „ventily“ pozdĺž okrajov týchto dosiek, ktorými by teplo unikalo von. To by viedlo k prehrievaniu vnútra planéty. Nevieme, aké je rozloženie teplôt a viskozity v plášti a tak nie je isté, či je tento stav dlhodobo udržateľný, alebo planéta po určitom čase prejde do inej podoby s väčším tepelným tokom na povrchu. Topografia a gravitačný potenciál v matematickom modelovaní napovedajú len toľko, že viskozita smerom k jadru pomaly stúpa.

Jadro

Súdiac podľa podobnosti Zeme s Venušou, v hĺbke asi 2 840 km plášť prechádza do hustého žeravého, prevažne železného alebo železo-niklového jadra. To by mohlo mať tuhú vnútornú časť a roztavenú vonkajšiu časť, nie je však známe, aké množstvo materiálu jadra je tekuté. Teplotu v ňom udržiava rozpad rádioaktívnych prvkov a zachováva si tiež počiatočnú teplotu z dôb formovania sa planéty. Ak sú odhady o veľkosti venušského jadra správne, vypĺňa jednu osminu objemu planéty. Zemské jadro, pre porovnanie, vypĺňa jednu šestinu jej objemu. Podľa výpočtov Lyttletona v roku 1963 je v jadre obsiahnutých 24,8 % celkovej hmotnosti planéty. Hustota v ňom dosahuje 11 500 kg.m^-3 a tlak 260 miliónov kPa.

Niečo však vo venušskom jadre musí byť inak ako v pozemskom, keďže negeneruje globálne magnetické pole. Buď v dôsledku pomalej rotácie tekutá časť jadra necirkuluje a preto sa nevytvára magnetické pole, alebo podľa iného zdroja v jadre neprebieha konvekcia, ktorá by magnetické pole mohla vytvárať. Podľa tejto teórie je skrátka tepelný tok z jadra príliš slabý na to, aby naštartoval proces termálnej konvekcie. Dôvodom môže byť, že je celé jadro kvapalné a nemá tuhú vonkajšiu časť ako jadro Zeme. V tomto prípade by však v geologicky dohľadnej dobe mohla teplota jadra natoľko klesnúť, že by sa tuhé jadierko v strede Venuše predsa len vytvorilo a jeho rast by naštartoval termochemickú konvekciu. Tým by došlo k vzniku mohutného magnetického poľa, podobného tomu, ktoré môžeme pozorovať na našej Zemi.

Tretia teória zase vraví, že jadro je na generovanie poľa príliš chladné, že nemá tekutú vonkajšiu časť podobne ako jadro Marsu. Táto možnosť však nie je príliš pravdepodobná. V prípade platnosti tejto teórie o neprítomnosti magnetického poľa z nedostatku vnútorného tepla, toto teplo mohlo uniknúť do okolitého vesmíru kôrou v dôsledku vedenia tepla a vulkanizmu. V takomto prípade by bolo magnetické pole planéty nenávratnou minulosťou a nie budúcnosťou ako v predošlej teórii.

Vznik a vývoj

Predpokladá sa, že Venuša vznikla podobným spôsobom ako všetky ostatné terestriálne planéty z protoplanetárneho disku, ktorý obiehal okolo vznikajúceho Slnka, približne pred 4,5 – 4,6 miliardami rokov. Teplota protoplanetárneho disku v blízkosti praslnka bola vysoká, planéty blízko k Slnku sú tvorené ťažšími prvkami ako vzdialenejšie, čo platí aj v prípade Venuše. Planéta vznikla postupným pomalým nabaľovaním mikroskopických častíc z protoplanetárneho disku, ktoré sa zhlukovali do väčších celkov. Tieto zhluky svojou gravitáciou priťahovali ďalšie častice a zahusťovali sa. Postupne vznikli telesá s priemerom niekoľko kilometrov – planetezimály, ktorých zrážkami za rádovo desaťtisíc rokov vzniklo postupným zliepaním obrovské množstvo telies s rozmermi 500 až 1000 km – protoplanéty. Zrážkami protoplanét sa utvorili planéty a zároveň dodali vznikajúcim planétam značné množstvo tepelnej energie. Poslednou fázou vzniku slnečnej sústavy bolo tzv. intenzívne bombardovanie medziplanetárnou hmotou, ktoré dlho znemožňovalo, aby sa na Venuši utvorila pevná kôra. Aj po utvorení kôry zostalo Venušino vnútro horúce vďaka rozpadu rádioaktívnych prvkov. Ťažšie prvky, ako železo a nikel klesali k ťažisku, kde vyformovali jadro planéty. Ľahšie prvky stúpali nahor a podieľali sa na vytvorení atmosféry. Po vzniku kôry sa vyformovali kontinenty, ako napríklad Ištarina zem, a nižšie položené bazény.

Po sformovaní planéty však začínajú byť okolnosti jej ďalšieho vývoja nejasné a štiepia sa na množstvo teórií. Veľmi významnú úlohu v osude Venuše hrá jej atmosféra, o ktorej minulosti však toho vieme len málo. Nie je napríklad známe, či bolo takéto vysoké množstvo uhličitého vo venušskej atmosfére už od začiatku, alebo sa do atmosféry dostal postupným uvoľňovaním z vnútra či jej kôry.

Podľa modelu z roku 2010 bola teplota na venušskom povrchu v minulosti dokonca ešte vyššia než dnes. Vďaka tomu sa na nej po milióny rokov udržiaval globálny vulkanizmus. Potom sa však venušská kôra spevnila a plášť pod ňou začal rýchle chladnúť. Počet vulkánov sa dramaticky znížil a klesla teplota povrchu aj atmosféry. Narastajúce množstvo skleníkových plynov však Venušu opäť zohrieva, no počet vulkánov naďalej klesá, nestúpa. Túto záhadu by mohlo vysvetliť to, že atmosféra má významný vplyv na vnútro tejto planéty.

Pokiaľ by sa v jadre planéty oživilo jej dynamo a začala by vytvárať magnetické pole, existuje šanca na zmenu jej ďalšieho vývoja. Pokiaľ však teplo v jadre kleslo pod potrebnú hranicu, magnetické pole sa nikdy nevytvorí a stav planéty sa ani v budúcnosti nijako zásadne nezmení. Vo všeobecnosti nevieme povedať, či je súčasný stav Venuše rovnovážny, nemenný, alebo nie.

Hypotézy o minulých oceánoch

Na základe počítačových modelov venušskej klímy a atmosféry, ktoré vypracoval tím Jamesa F. Kastinga z NASA Ames Research Center, bola Venuša pred 4 miliardami rokov chladnejšia ako dnes. Dôvodom bol nižší žiarivý výkon Slnka v porovnaní so súčasnosťou, a to asi o 30 % až 40 %. Z tohto dôvodu nemohlo byť na Venuši v počiatočných fázach jej existencie omnoho teplejšie než je dnes v pozemských trópoch. Ďalším dôvodom bola tenšia atmosféra planéty s menšími množstvami oxidu uhličitého. Inými slovami, raná atmosféra Venuše bola viac podobná pozemskej pred vznikom života na Zemi. Podľa tohto modelu sa v tých časoch mohla na Venuši nachádzať voda v kvapalnom skupenstve. Mohla pochádzať buď z plášťa planéty, alebo ju mohli na ňu dopraviť dopadajúce asteroidy a kométy. Dôkazom prítomnosti hydrosféry v dávnej minulosti je vysoký obsah deutéria – na každý atóm vodíka pripadá na Venuši 100-krát viac deutéria ako na Zemi. Klíma na planéte mohla byť v tých časoch príjemná a mohla na nej fungovať platňová tektonika. Je dosť dobre možné, že Venuša bola kedysi skutočne taká, akú si ju ľudia po stáročia predstavovali: svet s kontinentmi a oceánmi a priaznivými podmienkami pre vznik života.

Potom sa ale stalo niečo, čo zásadne zmenilo charakter venušskej atmosféry a tým aj jej povrch. Buď to bolo zmienené zvýšené obdobie vulkanickej aktivity – ak prebieha – alebo skrátka chemické zvetrávanie, dažde ako aj bežné vulkanické trhliny v kôre uvoľňovali do atmosféry čoraz väčšie množstvá oxidu uhličitého. Ten spolu so stúpajúcou aktivitou Slnka vytvorili superskleníkový efekt, kvôli ktorému sa oceány vyparili. Keďže vodná para samotná je skleníkový plyn, čím viac pary bolo v ovzduší, tým viac sa skleníkový efekt posilňoval až do súčasného extrémne horúceho stavu. Neprítomnosť tekutej vody zase ešte viac posilnila vplyv oxidu uhličitého, ktorý by sa vo vode rozpustil a nehromadil sa tak v atmosfére. Oceány sa však neudržali sa ani vo forme atmosférickej pary, pretože ultrafialové žiarenie zo Slnka ju rozložilo na vodík a kyslík. Vodík postupne unikol do medziplanetárneho priestoru pod vplyvom slnečného vetra, ktorý kvôli neprítomnosti magnetického poľa vo venušskej atmosféry preniká oveľa hlbšie ako do atmosféry Zeme. Kyslík zase zreagoval s horninami na povrchu, pod jeho vplyvom zoxidovali. Ak mala Venuša v minulosti magnetosféru, mohla tieto plyny nejakú dobu z väčšej časti zadržiavať, napokon však o ne aj tak prišla.
Superhustá atmosféra mohla byť činiteľom, ktorý spomaľoval prográdnu rotáciu planéty a napokon ju zmenil na retrográdnu.

Podľa niektorých zdrojov vodné obdobie Venuše trvalo prikrátko na to, aby sa stihol vytvoriť život. Stihli by sa vytvoriť len primitívne organické molekuly a udržať sa mohli prípadné organické zlúčeniny prinesené na planétu kométami. Už pred 3,5 miliardami rokov sa však atmosféra Venuše podobala tej dnešnej, ktorá život rozhodne nepodporuje. Podľa iných modelov sa však voda na povrchu Venuše mohla držať pomerne dlho, dokonca dlhšie ako na Marse. Mohla sa na nej objaviť už skôr ako na Zemi a stratiť sa iba pred 1 – 2 miliardami rokov. Bola by tak na planéte počas doby, ktorá, súdiac podľa príkladu Zeme, bohato postačuje na vznik a vývoj života.

V súvislosti s hľadaním života na exoplanétach sa často hovorí o tzv. obývateľnej zóne, rozsahu vzdialeností od materskej hviezdy, v ktorom by sa aspoň na časti povrchu planéty mohla udržať voda v kvapalnom skupenstve. Kým Merkúr v obývateľnej zóne nikdy nebol, Venuša po pomerne dlhú dobu áno. Ako sa však žiarivý výkon Slnka zvyšuje, obývateľná zóna sa posúva stále ďalej a ďalej. V súčasnosti, bez ohľadu na zloženie atmosféry, už vzdialenosť tejto planéty od Slnka tekutú vodu nepodporuje. Venuša sa z obývateľnej zóny posunula do tzv. venušianskej zóny. Vo vonkajšej časti venušianskej zóny síce ešte voda na povrchoch planét môže byť, ale v dôsledku vysokej teploty sa bude rýchlo odparovať, čím prispeje k skleníkovému efektu a vzraste teploty na povrchu nad miestny bod varu vody. Tá preto unikne do atmosféry do poslednej kvapky.

Napriek týmto nepovzbudivým skutočnostiam však stále nie je isté, či je osud Venuše nevyhnutným osudom všetkých obývateľných planét s porovnateľnou veľkosťou a vzdialenosťou od hviezdy. Na definitívne potvrdenie tejto teórie vieme toho o Venuši stále primálo.

Naproti tomu sa objavujú aj dôkazy o tom, že Venuša oceány nikdy nemala. Hoci o mineralogickom zložení Venuše máme priame poznatky len z niekoľkých mála miest, kde pristáli sondy programu Venera, všetko napovedá tomu, že povrch Venuše tvoria vulkanické čadiče. Taký bol síce aj povrch Zeme po vytvorení kôry, lenže voda začala jej povrch chemicky pretvárať. Voda obsahovala rozpustné látky povrchových hornín, najmä ióny vápnika a sodíka. Rozpúšťal sa v nej aj oxid uhličitý. Prvé oceány tak pripomínali skôr minerálne pramene. Koncentrácia týchto látok bola taká vysoká, že sa vo vode zrážal uhličitan vápenatý (CaCO3). Tento proces abiotického uvoľňovania vápenca pozorujeme pozdĺž pobreží aj dnes. Vďaka tomu sa začali na Zemi tvoriť rôzne formy vápenca ako kalcit, aragonit, magnezit a ďalšie minerály. Práve v karbonátoch sa uložil skoro všetok oxid uhličitý, takže na Zemi nevytvoril supersilný skleníkový efekt pozorovaný na jej sesterskej planéte. Po vzniku života vo fixácii oxidu uhličitého spolu s vápnikom pokračovali morské organizmy, ktoré si vytvárali vápenaté schránky. Tento oxid uhličitý viazaný vo vápenci na zemskom povrchu už nie je schopný sa späť do zemskej atmosféry uvoľniť – na to potrebuje teplotu nad 900°C, čo dvojnásobne presahuje aj venušské teploty (aj keď podľa iného zdroja na to teplo venušského povrchu dostačuje.) Toto všetko napovedá proti teórii, že na Venuši vznikol život (fixujúci uhlík a vápnik) a že tam vôbec kedy bola tečúca voda. Tieto javy by totiž nezanechali planétu v dnešnom stave.

Podľa tejto hypotézy tak Venuša nikdy Zemi podobná nebola. V jej atmosfére od začiatku dominoval oxid uhličitý, ktorého množstvo kvôli vulkanickej aktivite len rástlo a povrchová teplota sa zvyšovala. V tejto teórii sa Venuša dostala do súčasného stavu už v geologicky vzdialenej minulosti. Jeden zdroj navyše považuje proces straty vodnej pary z venušskej atmosféry za príliš pomalý na to, aby mohla planéta stratiť významnejšie množstvo vody. Na to, aby mohla byť vodná para rozložená na chemické prvky, totiž musí najprv doputovať do horných vrstiev venušskej atmosféry, a to sa podarí len malému množstvu molekúl. Ak však Venuša už od raných fáz svojho vývoja vyzerala viac-menej rovnako ak v súčasnosti, nezodpovedaná zostáva otázka, prečo by sa tak chemicky odlišovala od Zeme a Marsu, na ktorých oceány preukázateľne boli.

Pretavenie povrchu

Asi 85 % povrchu Venuše tvorí nedávno stuhnutá vrstva bazaltovej lávy, iba výnimočne narušená meteoritickým kráterom. To napovedá, že planéta v nedávnej (z geologického hľadiska) minulosti podstúpila veľké pretvorenie povrchu. Povrch planéty je tak zhruba desaťkrát mladší než povrch Merkúra či Mesiaca. Uvádzaný vek najstarších povrchových útvarov je 750 miliónov rokov. Pretože kôru na Venuši zrejme neobnovuje dosková tektonika tak ako na Zemi, kôru musí recyklovať iný mechanizmus, aký na Zemi nepoznáme. Bolo navrhnutých niekoľko katastrofických scenárov, ako k tomu dochádza. Tá najčastejšie zmieňovaná hovorí, že planéta prechádza fázami silnejšej a slabšej vulkanickej aktivity. Momentálne je vo fáze slabšej aktivity, tá silnejšia skončila práve pred zmienenými 750 miliónmi rokov. Predpokladá sa, že takýchto pretavení povrchu planéta absolvovala už niekoľko. Ich ohniská sa objavovali na rozličných miestach povrchu v rozličných obdobiach. Je možné, že tento cyklus sa ešte zopakuje. Podľa najodvážnejších hypotéz by sa tak malo stať v geologicky blízkej dobe. K tejto hypotéze sa časť planetológov začalo prikláňať po analýze radarových snímok zo sondy Magellan. Vulkanické obdobia by mali súvisieť s termálnym vývojom plášťa.

Alternatívna teória zase hovorí, že kvôli chýbajúcej platňovej tektonike nedochádza k výmene tepla medzi vnútrom planéty a jej okolím. Dôslekdom toho je kôra a litosféra čoraz hrubšia. Postupom času sa kôra stane nestabilnou. Zanorí sa do plášťa a sformuje sa nová kôra, čím začne nový cyklus.Tieto udalosti by mohli byť teoreticky veľmi častým javom opakujúcim sa rádovo po stovkách miliónov rokov.

Každopádne, táto obrovská zmena povrchu Venuše, tzv. prepovrchovanie, zmazala všetky stopy po evolúcii planéty.

Mesiace

Podobne ako Merkúr, ani Venuša nemá žiadny mesiac. Je to pomerne prekvapivé s ohľadom na množstvo materiálu v protoplanetárnom disku, z ktorého sa formovala, aj vzhľadom na jej gravitačnú silu. Existuje predpoklad, že mesiace mohla mať Venuša aspoň v dávnej minulosti. V roku 2006 Alex Alemi a David Stevenson z California Institute of Technology prezentovali teóriu, ako sa mohol prípadný mesiac sformovať a zaniknúť. Podľa nich bola Venuša v dobe veľkého bombardovania planét zasiahnutá veľkým telesom, a z materiálu vyvrhnutého na obežnú dráhu okolo planéty sa sformoval mesiac. Podľa predpokladov podobne vznikol aj Mesiac Zeme. Po určitej dobe však Venuša prekonala druhý náraz veľkého telesa, ktorý zmenil rotáciu planéty. Po tejto udalosti sa mesiac namiesto predošlého vzďaľovania začal k Venuši naopak približovať, až zanikol dopadom na jej povrch.

Podľa inej teórie na zánik Venušinho mesiaca nebol potrebný ani náraz ďalšieho telesa do Venuše. Superhustá atmosféra planéty však spomalila jej rotáciu natoľko, že sa vlastne stala retrográdnou, čo zmenilo slapové sily, ktoré na neho pôsobili. Mesiac totiž musí obiehať v smere rotácie planéty a perióda jeho obehu musí byť pomalšia než jedna otočka planéty okolo jej osi. To viedlo buď k rozpadu mesiaca alebo jeho kolízii s Venušou.

Existuje aj hypotéza, že mesiacom Venuše bol kedysi Merkúr.

Mytologický pôvod

Venuša bola rímska bohyňa lásky, krásy a plodnosti, prakticky totožná s gréckou Afroditou a babylonskou Ištar. Pôvodne bola bohyňou jari a oživenej prírody, na bohyňu lásky a krásy sa premenila pravdepodobne až pod vplyvom gréckeho kultu Afrodity. Jej otcom bol boh neba Caelus (v starovekom Grécku Uranos), matka zostáva nejasná. Podľa jedného mýtu sa Venuša zrodila z morskej peny oplodnenej Uranom. Zrodenie Venuše z morskej peny sa stalo námetom mnohých umeleckých diel, počnúc Apellésom zo 4. storočia pred Kristom. Podľa Ptolemaia prináša svojim zverencom duševnú pohodu, blahobyt, česť, slávu, telesné zdravie, dostatok obilia a hojnosť domácich zvierat. Osoby pod jej vplyvom sa považovali za veselé, príjemné, so vzťahom k umeniu.

Rimania si ju veľmi ctili a vážili. Jej najväčšie rímske chrámy stáli na Caesarovom fóre (chrám Venuše rodičky) a pri Svätej ceste k Rímskemu fóru (chrám Venuše a Romy). Kult Venuše sa udržal až do víťazstva kresťanstva. Jej podobu však naďalej zobrazovali umelci ako napríklad Botticeli, Tizian, Rubens a mnohé z jej milostných príhod boli zobrazované aj novovekými maliarmi: Tizianom, Cranachom, Veronesom, Velasqezom, Rembrandtom, Renim a ďalšími.

 

Referencie

1. Planety – Venuše – Venuše
2. ČAM za březen 2020: Venuše 18.3. a 11.4. | Multimédia | Články | Astronomický informační server astro.cz
3. KOPAL, Zdeněk. Vesmírní sousedé naší planety. 1.. vyd. Praha : Academia, 1984. Kapitola Venuše – planeta pod závojem, s. 179 – 199. (česky)
4. Jasný bod na večerní obloze je planeta Venuše | Úkazy | Články | Astronomický informační server astro.cz
5. Kdy je Venuše nejjasnější? | Úkazy | Články | Astronomický informační server astro.cz
6. Róbert Čeman, Eduard Pittich. Vesmír 1: Slnečná sústava. [s.l.] : Slovenská Grafia, Bratislava, 2002. ISBN 80-8067-071-4. S. strany: 115 – 125
7. Výzkum Venuše – 1. díl | Kosmonautika | Články | Astronomický informační server astro.cz
8. Blíží se konjunkce Venuše s Jupiterem | Úkazy | Články | Astronomický informační server astro.cz
9. Kozmos 6/51, str. 3
10. Jak se Venuše dostane před Slunce? | Úkazy | Články | Astronomický informační server astro.cz
11. Přechod Venuše přes Slunce 2012: Rok od úkazu století | Úkazy | Články | Astronomický informační server astro.cz
12. https://kosmonautix.cz/2025/08/29/top-5-objevovani-atmosfer/
13. Přechod Venuše přes Slunce 2012: Rok od úkazu století | Úkazy | Články | Astronomický informační server astro.cz
14. Nastal další přechod Venuše přes Slunce | Novinky | Astronomický informační server astro.cz
15. Venuše a Jupiter na večerním nebi | Úkazy | Články | Astronomický informační server astro.cz
16. Atmosféra Venuše možná obsahuje bakterie | Sluneční soustava | Články | Astronomický informační server astro.cz
17. Kosmotýdeník 378 (9.12. – 15.12.) – Kosmonautix.cz
18. Neodhalená tajemství Venuše | Sluneční soustava | Články | Astronomický informační server astro.cz
19. Astropis  2/2004
20. Venuše
21. Kozmos 6/XLI
22. Nečekaná podobnost Marsu a Venuše | Sluneční soustava | Články | Astronomický informační server astro.cz
23. Slunce a ionosféra Venuše – Kosmonautix.cz
24.  ESA – 13. díl – Express k nejbližším planetám (2/2) – Kosmonautix.cz
25. https://kosmonautix.cz/2012/10/07/kosmotydenik-3-dil-30-9-6-10-2012/
26. V atmosféře Venuše objeveny důležité molekuly | Sluneční soustava | Články | Astronomický informační server astro.cz
27. „Úsvit“ nad Venuší stále nezhasíná – Kosmonautix.cz
28. Je Venuše vulkanicky aktivní planetou? | Sluneční soustava | Články | Astronomický informační server astro.cz
29. Venušina atmosféra
30. Denní i noční Venuše současně | Sluneční soustava | Články | Astronomický informační server astro.cz
31. „Oprášené“ snímky z povrchu Venuše | Multimédia | Články | Astronomický informační server astro.cz
32. Mokrá a vulkanická minulost Venuše | Sluneční soustava | Články | Astronomický informační server astro.cz
33. prof. P. Kulhánek: Skleníkový jev na planetách Sluneční soustavy [Fyz. čtvrtek]
34. Kolik měsíců měla Venuše? | Sluneční soustava | Články | Astronomický informační server astro.cz

Mohlo by vás zaujímať

• Zaujímavosti o Merkúre a Venuši
• Prečo druhá planéta?
• Začiatok románu Druhá planéta