Náš seriál se překlopil do období po Magellanu. Povrch byl zmapován s do té doby nepředstavitelnou detailností (kolem 100 až 150 metrů). A v tu chvíli se ukázalo, jak geologicky zajímavý povrch Venuše má. Množství sopek, lávových tunelů a jiných sopečných útvarů se nachází po celé planetě. Co ovšem zásadně chybí, jsou jakékoli stopy deskové tektoniky nebo působení tekuté vody. Povrch je geologicky relativně mladý, přibližně v posledních 500 miliónech let byl celý přetvořen sopečnou činností. Tedy alespoň v něčem je Venuše trochu podobná Zemi. Velkým otazníkem ale zůstalo, zda tato geologická aktivita už skončila, nebo v určité míře pokračuje. Vzhledem k velikosti planety je zřejmé, že vnitřního tepla zde bude ještě dost, ale to nejdůležitější, totiž přímý důkaz sopečné činnosti chybí. A nebo ne? Pokusíme se nahlédnout na tuto hádanku podrobněji i díky jedné z posledních misí, která měla tu čest Venuši prozkoumat.

Ještě než se podíváme na aktuální poznatky z pobytu evropského průzkumníka, měli bychom se krátce ohlédnout za dalšími sondami, které Venuši navštívily. Jak už jsme si zvykli, pokud nějaká sonda neměla přímo v plánu Venuši zkoumat, využila alespoň jejího gravitačního působení a dalo by se s nadsázkou říci, že okradla planetu o nepatrný kousíček oběžné rychlosti na úkor toho, že sama sebe zrychlila při cestě za svým cílem, často nějakou planetou sluneční soustavy, jako například sonda Galileo, která takto doletěla k Jupiteru.

Cassini: Testujeme cestou k Pánu prstenů

Ano, je to tak. Po Magellanu nastala další pauza, kterou přerušily jen občasné průlety. Ale hned dva měla na svědomí velmi významná sonda Cassini, v té době i s pouzdrem Huygens na palubě. Průzkumník Saturnu startoval již 15. října 1997, kdy zaburácely motory rakety Titan na Mysu Canaveral. Sonda se startovní hmotností bezmála šest tun se nemohla vydat rovnou k planetě s prstenci. Proto byly naplánovány gravitační asistence v blízkosti Venuše i Země.

Prvotní letový profil zhruba odpovídal prvním průzkumníkům Venuše. To znamená, že za šest měsíců byla u Venuše a 26. dubna 1998 prolétla jen 284 km nad povrchem planety. Výsledkem těsného průletu bylo urychlení sondy o skvělých 7 km/s. Přesnost navedení byla tak dokonalá, že vědci ji přirovnali ke snaze trefit čistý koš při hodu basketbalovým míčem z Los Angeles do Londýna. O rok a dva měsíce později, 24. června 1999, nastal druhý průlet kolem Venuše, tentokrát 600 km daleko (zrychlení o 6,7 km/s). Pak už jí to trvalo jen dva měsíce a prosmýkla se asi 1100 km nad Tichým oceánem a zmizela směrem k Jupiteru, aby 1. července 2004 zakotvila na oběžné dráze kolem Saturnu.⁵²

První průlet kolem Venuše byl věnován především testu přístrojů. Zajímavým experimentem bylo hledání blesků v atmosféře. RADAR (Radio Detection and Ranging) testoval vysílání gigahertzových vln k povrchu skrze oblačnost a jejich odrazivost, podobně, jako to bylo později v plánu u Titanu, neboť jak Venuše, tak Titan mají hustou atmosféru. Samozřejmě šlo především o kalibraci a test přístroje, než reálná měření. Pro úplnost dodejme, že žádné odrazy nebyly detekovány (u Titanu se vlny odráží od jeho jezer), ovšem to bylo dáno především tím, že Venušina atmosféra dobře pohlcuje vlny s frekvencí nad 10 GHz a v tomto případě šlo o frekvenci 13,8 GHz. Na druhé straně přístroj by sice umožnil výzkum na frekvencích nižších, jako to dělal například Magellan, ale protože šlo pouze o test, pozorování povrchu nebylo uskutečněno.

Také druhý průlet přinesl rozsáhlý test přístrojů a jejich pozorování. Zajímavostí bylo, že data byla předávána pomocí pomalejšího přenosu nízkoziskovými anténami. Ne že by nešlo použít obří 4m parabolu vysokoziskové antény, ale tato parabola byla prostě použita ke stínění přístrojů před slunečním žárem. Tentokrát dorazily snímky ve viditelném oboru spektra, ale také v ultrafialové. Měřil se výskyt iontů a elektronů, stejně jako vlastnosti plasmatu a magnetického pole v okolí. Hlavním úkolem bylo tedy zkoumat interakci slunečního větru s okolím planety. Průlet částic slunečního větru kolem Venuše vypadá jinak, než je tomu v případě naší Země, protože zatímco zemské magnetické pole odklání částice slunečního větru už nějakých deset zemských poloměrů od nás, tak magnetosféra Venuše je téměř neexistující, což vede k tomu, že elektrony interagují přímo s ionosférou a hustou atmosférou. Výhodou bylo, že přístroje Cassini mohly při blízkém průletu měřit částice s energiemi od jednotek až miliónů elektronvoltů (MeV).

Zmínili jsme ale také snahu detekovat bleskovou aktivitu v atmosféře. Tato záhada jistě nedávala vědcům spát. Náznaky těchto jevů přinesly Veněry i Pioneer Venus koncem sedmdesátých let. Možné projevy blesků nastínila i sonda Galileo při průletu v roce 1990, ovšem ta byla tehdy mnohem dál od planety. Cassini ovšem žádné blesky nezachytila ani při prvním, ani při druhém průletu. Pokud tedy vůbec na Venuši blesky jsou, pak jde o jev velmi vzácný, nebo odlišný od těch, jak je známe na Zemi. Cassini by si totiž podle vyjádření vědců blesků svými přístroji snadno všimla. Existuje ještě možnost, že by se podařilo zachytit projevy blesků na nízkých frekvencích pod 1 MHz. Tyto rádiové vlny totiž nemohly být detekovány, neboť neproniknou ionosférou Venuše. Z měření je každopádně zřejmé, že případná blesková aktivita na Venuši neprobíhá mezi oblaky a povrchem, ale pouze blesky typu oblak-oblak.^53,54

MESSENGER: Od Venuše k Merkuru

Další průlet se hodil misi MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging mission, tedy MESSENGER. Bylo to už 30 let, co se k Merkuru nepodívala žádná sonda. Připomeňme Mariner 10, který jsme komentovali ve 3. dílu (od něj doporučujeme jeden z nejlepších barevných snímků Venuše, který zpracoval v roce 2005 Mattias Malmer). Ten přinesl parádní snímky Venuše a poté prozkoumal jako první Merkur, i když jen z části. Proto byla o třicet let později vyslána další sonda, která se měla dokonce usadit na oběžné dráze Merkuru.

Start sondy se uskutečnil 3. srpna 2004 pomocí rakety Delta II ve verzi 7925 Heavy. I přesto, že byla použita celkem silná raketa, sonda se nejprve prolétla tak, že se po roce k Zemi vrátila a nechala se naší planetou nasměrovat k Venuši. Proto se průlet uskutečnil až 24. října 2006. Nejednalo se ovšem o průlet poslední. Podobně, jako v případě Cassini se nakonec uskutečnily průlety dva, tedy ještě 5. června 2007. První průlet proběhl v nejmenším přiblížení asi 2983 km nad povrchem Venuše. Druhý průlet proběhl ve výšce pouhých 338 km a sonda při něm prodělala největší zpomalení skoro o 10 km/s.

Při prvním průletu přístroje nepracovaly. Druhý průlet však již posloužil jako test před příletem k Merkuru. Sonda provedla snímkování vrchních vrstev atmosféry ve viditelném a blízkém infračerveném oboru. Rozbor atmosféry byl proveden pomocí ultrafialového a rentgenového spektrometru. Druhý průlet byl zajímavý i tím, že probíhala simultánní měření výskytu nabitých částic a měření magnetického pole v okolí planety současně s jinou sondou, protože Venuši už v té době obíhala Venus Express, o níž si samozřejmě povíme vzápětí. Zajímavým výsledkem měření obou sond byl objev HFA (hot flow anomalies), které dokáží vysát velké části horních vrstev atmosféry (ionosféry) a odfukovat je do rázové vlny slunečního větru kolem planety. Zatímco Země je před podobnými vlivy celkem dobře chráněna magnetosférou, u Venuše mohou tyto anomálie dosahovat rozměrů celé planety.⁵⁶

Venus Express

Náš přehled výzkumu Venuše dospěl k poslední sondě, jejíž mise skončila relativně nedávno. Jednalo se však o další umělou družici Venuše a druhou planetární sondou ESA, která navázala na úspěchy mise Mars Express. On už její předchůdce, letící k Marsu v roce 2003 čerpal hodně z předchozích misí. Jednak z Rosetty, která aktuálně k roku 2016 zkoumá kometu 67P/Čurjumov-Gerasimenko, ale také z neúspěšné původně ruské sondy Mars-96, která se neslavně nedostala dál, než na oběžnou dráhu kolem Země. ESA, která pro ruskou misi dodala množství přístrojů však nelenila a mnohé převzal její Mars Express. A jak je z názvu patrné, sonda byla postavena v expresním čase a celkem levně, konkrétně cca 150 mil €, přičemž jeho stavba trvala 4 roky. A Venus Express byl tedy reakcí na to využít levně a rychle zkušenosti marsovské sondy a tak byla druhá sonda postavena dokonce za pouhých 33 měsíců.

Ačkoli základ obou sond byl v zásadě stejný, Venus Express samozřejmě prodělal úpravy nutné k návštěvě prostředí blíže ke Slunci. Přidány byly účinnější radiátory pro termoregulační systém a 23 zlatých vrstev pro co nejlepší tepelnou izolaci. Solární panely byly zmenšeny zhruba na polovinu a použit byl polovodič galium arsenid pro vyšší tepelnou odolnost.

Vědecké vybavení zahrnovalo přístroje převzaté ze sondy Mars Express a další byly lehce pozměněné přístroje z mise Rosetta. Cílem výzkumu bylo zlepšit naše poznání složení, rotace a změn Venušiny atmosféry. Zkoumány měly být také vlastnosti povrchu a jeho interakce s atmosférou s cílem poodhalit, zda probíhá na Venuši sopečná aktivita i v současnosti.

Přístroj ASPERA byl určen k výzkumu iontů, elektronů a neutrálních částic (stejný jako na Mars Express), MAG byl samozřejmě určen k výzkumu magnetického pole (jako ROMAP na přistávacím modulu Philae z Rosetty), PFS byl infračervený spektroskop určený k průzkumu atmosféry (stejný jako Mars Express), SPICAV používal zákrytu Slunce nebo hvězd k spektroskopii atmosféry (stejný jako Mars Express SPICAM), VeRa byl určen k rádiovému průzkumu atmosféry (stejný jako RSI na Rosettě), VIRTIS byl spektrograf pro průzkum povrchu a atmosféry (totožný přístroj je na Rosettě) a VMC byla kamera pro ultrafialový a vizuální obor spektra. (Další podrobnosti z příprav, letu a výzkumu v našem starším článku).

Start proběhl z kosmodromu Bajkonur 9. listopadu 2005 pomocí rakety Sojuz-FG s urychlovacím stupněm Fregat. let proběhl bez problému a sonda byla navedena na polární dráhu kolem Venuše 11. dubna 2006. Nejbližší bod dráhy ležel 250 km od severního pólu a nejvzdálenější 66 000 km od jižního s oběžnou dobou 24 hodin. Zatímco sonda obíhala, planeta se pod ní pomalu otáčela. Tím bylo možno během otočky dlouhé 243 dnů pozorovat celý povrch. Na severní polokouli se tak sonda mohla zaměřit na detaily, zatímco na jižní mohla zkoumat velké atmosférické struktury.

Vědce fascinoval jižní polární vír a Venus Express ukázal, že jde o mnohem složitější jev. Střed rotace leží asi tři stupně od jižního pólu a mění tvar každých 24 hodin. Rychlost jeho rotace je mezi pěti a deseti našimi dny. Mezi další a překvapivé objevy patřil objev velmi chladné vrstvy ve vysoké atmosféře, kde může oxid uhličitý tuhnout a vytvářet tak sněhové vločky. Vysoko v atmosféře byl také objeven ozón a vysoko mimo oblaka byla také objevena vrstva obsahující kyselinu sírovou, což je pro vědce celkem záhada. Měření unikající vody z atmosféry potvrdila předpoklad, že Venuše byla dříve na vodu mnohem bohatší, než dnes. Ovšem nejspíše jen v dávné historii, kdy planeta vznikla.

Velmi zajímavé výsledky dal přístroj VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer), pomocí něhož bylo možné zkoumat teplotu povrchových útvarů a bylo tak potvrzeno, že Venuše byla nebo snad i je vulkanicky aktivní v geologicky nedávném čase.

Ačkoli Venuše nemá magnetosféru, jako Země, na noční straně se podařilo pozorovat jev magnetické rekonekce, což na Zemi zodpovídá za vznik polárních září.

Protože Venus Express pracoval úspěšně déle než plánované dva roky, byl v pozdějších fázích mise využit k přímému průzkumu vysoké atmosféry (v letech 2008 až 2013). Dělo se tak tím, že sonda se vždy při průletu polárními oblastmi ponořila do vrchních vrstev atmosféry (165 km vysoko). Překvapivě bylo zjištěno, že atmosféra je zde mnohem řidší, než se čekalo (o 60 %). V květnu 2014 byla splněna mise a sonda začala být naváděna do ještě větších hloubek. Postupně se výška průletu snížila ze 190 až na 130 km s rekordně nízkým průletem 11. 7. 2014 ve výšce 129,3 km. Průlety také vedly ke změně oběžné doby z 24 h na 22 h a 20 min.

ESA byla s výsledky této části mise spokojena, neboť získaná data mohou také posloužit budoucím sondám. Dráha sondy byl poté opět zvýšena a úměrně množství paliva na drobné korekce mohla sonda pokračovat ve výzkumu planety. Tato část mise už neměla dlouhého trvání, neboť 28. listopadu 2014 ztratilo řídící středisko se sondou spojení a v prosinci byla mise prohlášena za ukončenou, neboť došlo palivo na korekce dráhy. Poslední slabý signál se podařilo zachytit 18. ledna a sonda v tento den zřejmě definitivně zanikla v atmosféře Venuše.^57,58

Ještě se podíváme na některé výsledky výzkumu sondy Venus Express. Celkový přehled významných objevů je na webu ESA. Pěkná a výmluvná je také multimediální galerie.

Na Venuši pravděpodobně je aktivní sopečná činnost

Asi nejzajímavější výsledky byly uveřejněny v červnu 2015. Dlouho předpokládaný jev se zdá být potvrzen několika nezávislými indiciemi. První z nich je, že ve třech vulkanických oblastech se podařilo v infračerveném oboru detekovat odlišnou teplotu, než má okolí. Toto měření by však pouze napovídalo, že jde o lávové proudy maximálně 2,5 miliónu let staré. Zajímavější je proto další důkaz, kdy v roce 2012 byl zaznamenán prudký nárůst výskytu oxidu siřičitého v horních vrstvách atmosféry. Tento plyn je přitom typickým projevem výbuchu sopek a tak by bylo mnohem pravděpodobnější, kdyby sem byl dopraven výbuchem nějaké sopky, než aby za jeho zvýšením mohly jen změny v proudění v atmosféře. Na pozorování teplých skvrn je klíčové, že jejich vzhled (teplota) se měnil každým dnem, takže vědci to považují za dobrý příklad aktivní sopky. Vědci měli docela štěstí, že mohli skrz atmosféru prohlédnout v úzkém oboru spektra a zároveň zjistit, že povrch je v jedné ze sopečných oblastí teplejší o asi 300 °C vůči okolnímu povrchu.⁵⁹

Zpomalení rotace, ale rychlejší vítr

Překvapivý údaj přinesli vědci, když oznámili zpomalení rotace planety o 6,5 minuty oproti měřením sondy Magellan. Nadto z porovnávání poloh mraků v oblasti kolem 20° jižní šířky určovali rychlost větru a zjistili přitom, že za dobu fungování sondy mezi roky 2006 a 2013 došlo ke zvyšování už tak rychlého větru. Atmosféra se celá otočí kolem planety jednou za 4,8 dne. Kromě toho osciluje rychlost větru zhruba o 70 km/h přibližně každých 255 dnů, což ale neodpovídá ani rotaci planety (243 dnů), ani době oběhu kolem Slunce (224 dnů). A proč se rychlost větru průměrně zvyšuje už vůbec nestihli vysvětlit.⁶⁰

Reakce ionosféry na tok slunečního větru

V srpnu 2010 zaznamenala sonda STEREO-B výrazný pokles hustoty částic slunečního větru. Z obvyklých 5 až 10ti částic na centimetr krychlový došlo k poklesu téměř na nulu a toto trvalo po dobu 18 hodin. Ve stejné době Venus Express měřil u Venuše, přičemž jeho přístroje zaznamenaly pokles dokonce na padesátinu obvyklých hodnot. Ionosféra planety na to zareagovala a vytvořila dlouhý kapkovitý ohon.

Náš seriál je téměř u konce. Podařilo se nám stručně zmapovat všechny uplynulé mise k naší zdánlivě sesterské planetě. Jedna ovšem ještě zbývá, neboť právě započala a to poměrně překvapivě s pětiletým odkladem, ale to už je tak trochu výsada japonské kosmonautiky, zachránit zdánlivě ztracené mise. A tak se s Venuší setkáme ještě za týden a podíváme se na současný výzkum a plány do budoucna.⁶¹

Zdroje informací:

⁵² Timeline. Cassini: Mission to Saturn. [online]. 2016 [cit. 18. 6. 2016]. Dostupné z: https://saturn.jpl.nasa.gov/the-journey/timeline/

⁵³ Michael Meltzer, The Cassini-Huygens Visit to Saturn, New York, Springer, 2015

⁵⁴ Cassini scientists see no signs of lightning on Venus. NASA/JPL/Caltech. [online]. 2001 [cit. 18. 6. 2016]. Dostupné z: http://www.jpl.nasa.gov/releases/2001/cassinivenus010119.html

⁵⁵ MESSENGER, Mission Timeline. John Hopkins Applied Physics laboratory. [online]. 2016 [cit. 18. 6. 2016]. Dostupné z: http://messenger.jhuapl.edu/About/Mission-Timeline.html

⁵⁶ MESSENGER and Venus Express observations of the solar wind
interaction with Venus. Geophysical Research Letters, Vol. 36, 2009. [online] 2009 [cit. 18. 6. 2016]. Dostupné z: http://messenger.jhuapl.edu/Resources/Publications/Slavin.et.al.2009c.pdf

⁵⁷ Venus Express. ESA. [online] 2016 [cit. 18. 6. 2016]. Dostupné z: http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Venus_Express

⁵⁸ Venus Express. ESA Science & Technology. [online] 2014 [cit. 18. 6. 2016]. Dostupné z: http://sci.esa.int/venus-express/

⁵⁹ Na Venuši je zřejmě aktivní vulkanismus. Česká astronomická společnost. 2015 [cit. 18. 6. 2016]. Dostupné z: http://www.astro.cz/clanky/slunecni-soustava/na-venusi-je-zrejme-aktivni-vulkanismus.html

⁶⁰ Proč se zvyšuje rychlost větru na Venuši. Česká astronomická společnost. [cit. 18. 6. 2016]. Dostupné z: http://www.astro.cz/clanky/slunecni-soustava/proc-se-zvysuje-rychlost-vetru-na-venusi.html

⁶¹ Slunce a ionosféra Venuše. Kosmonautix.cz. 2013 [cit. 18. 6. 2016]. Dostupné z: https://kosmonautix.cz/2013/03/slunce-a-ionosfera-venuse/

Zdroje obrázků:
http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/image/venus_express.jpg
http://s108.photobucket.com/user/ugordan/media/EDC.jpg.html
http://s108.photobucket.com/user/ugordan/media/F-C.jpg.html
http://www.nasa.gov/images/content/627070main_HFA-orig_full.jpg
http://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2005/08/venus_express_being_prepared_for_vibration_tests/10245286-2-eng-GB/Venus_Express_being_prepared_for_vibration_tests_node_full_image_2.jpg
http://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2005/08/cutaway_diagram_showing_size_and_location_of_instruments/10020471-2-eng-GB/Cutaway_diagram_showing_size_and_location_of_instruments_node_full_image_2.jpg
http://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2015/06/evidence_for_active_volcanoes_on_venus/15459090-1-eng-GB/Evidence_for_active_volcanoes_on_Venus.jpg
http://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2015/01/venus_express_snaps_swirling_vortex/15199104-1-eng-GB/Venus_Express_snaps_swirling_vortex_node_full_image_2.jpg
http://www.astro.cz/_data/images/news/2013/07/02/wind_speeds.jpg
http://i1.wp.com/www.kosmonautix.cz/wp-content/uploads/2017/06/2013/07/2013/05/2013/03/ionosphere_at_Venus.jpg