V minulém díle našeho seriálu jsme se věnovali velice úspěšné sondě Mars Express, která už deset let krouží kolem Rudé planety. Tato sonda, jak jste se mohli dočíst, byla jakousi reinkarnací neúspěšné ruské sondy Mars-96. Měla podobné úkoly a převzala z ní i některé přístroje. Dnešní článek nás ve Sluneční soustavě zavede opačným směrem – k Venuši. Tu už několik let obíhá sesterská sonda Venus Express, která je téměř totožnou kopií sondy Mars Express, a pokračuje tak v trendu nízkonákladových misí využívajících existujícího hardwaru. Ve 13. díle seriálu ESA nabízíme, jako již tradičně, něco málo z historie projektu, informace o konstrukci sondy, jejím letu i dosažených výsledcích. Je zde druhá část Expressu k nebližším planetám.

Přestože je Venuše ze všech planet Zemi nejblíže, stále zůstává tajemnou a záhadnou. Po více než třech dekádách intenzivního zkoumání ruskými a americkými sondami svět skrytý pod hustými mračny odmítá odhalit mnohá ze svých tajemství. Pozoruhodně podobná Zemi a přesto tak velice odlišná. Vědci ani dnes ještě plně neporozuměli skleníkovému efektu, který udržuje povrch planety při teplotách kolem 460 °C. V takovém žáru se už taví olovo. Drtivá atmosféra je 90 krát hustší než ta pozemská. Venuše a Země se vyvíjeli odlišně. Ačkoli na Venuši není desková tektonika, její povrch je pokryt množstvím rozsáhlých vulkanických planin. Věří se, že celoplanetární vulkanismus sytí na síru bohatá mračna, ze kterých pak prší kyselina sírová. Namísto tektonických desek, které se vzájemně podsouvají a třou a tím vytvářejí zemětřesení a vulkanismus, to u Venuše vypadá, že má jednu obří, avšak tenkou, jednolitou slupku kůry perforovanou na mnoha místech, kudy stoupá žhavé magma k povrchu. Největší neznámou je však cirkulace atmosféry. Větry ve vysokých výškách, které vanou rychlostí 360 km/h a oběhnou tak celou planetu za čtyři dny, jsou pozoruhodně rychlé pro planetu, která se kolem své osy otočí jen jednou za 243 pozemských dní. Nízké vrstvy atmosféry jsou přitom téměř nehybné. Abychom porozuměli všem těmto záhadám, rozhodla se Evropská kosmická agentura vyslat na oběžnou dráhu planety sondu Venus Express. Zkoumáním Venuše se totiž poučíme nejen o ní, ale také lépe porozumíme počasí a klimatickým změnám na Zemi.

V roce 2001 začala ESA zvažovat možnost využití existujícího designu sondy Mars Express k nějaké rychlé, velmi levné misi. 11. července 2002 komise pro vědecký program ESA jednomyslně odsouhlasila započetí prací na nové sondě k Venuši. Ta měla být připravena ke startu už v roce 2005. Tento šibeniční termín se nakonec podařilo dodržet a sonda tak byla postavena a vypuštěna za pouhé tři roky. Navzdory působivým cílům zůstává Venus Express nízkonákladovou misí. To bylo možné díky stavbě na základech sondy Mars Express a využívání záložních komponent. Stačilo je pouze modifikovat, aby se dokázaly vypořádat s horkým prostředím u Venuše. Ze sedmi vědeckých přístrojů sondy MEX bylo použito pět. Některé z těchto přístrojů přitom u Venuše nikdy nebyly a tak se vědci těšili na pohled na planetu „novýma očima“. Díky recyklaci záložního hardwaru a využití osvědčených postupů a konstrukce se cena projektu vyšplhala přibližně jen na polovinu ceny sondy MEX. Konstrukce sondy započala ještě paralelně s prácemi na MEX v listopadu 2002 a dokončena byla 30. září 2004. Start měl přijít až v říjnu následujícího roku a na řadu tak přišel dlouhý kolotoč testování.

Hrubá konstrukce i vzhled sondy jsou prakticky totožné se sondou Mars Express. Celková hmotnost při startu činila 1240 kg, z čehož 570 připadalo na palivo a 93 na vědecké instrumenty. O dodávku elektřiny se starají dva panely slunečních baterií o ploše pouhých 5,8 m², které jsou kvůli zvýšenému tepelnému namáhání překryty hliníkovými pásky. U Venuše jsou schopny vyprodukovat přes 1100 W elektrické energie, přičemž u Země by to byly necelé dvě třetiny tohoto výkonu. Oproti svému předchůdci a vzoru se Venus Express dočkala několika změn. Ta první je, že nenesla přistávací modul, tudíž nebylo potřeba ani žádných podpůrných systémů a připojovacího adaptéru. Protože sluneční záření je u Venuše mnohem intenzivnější než u Marsu, byla sonda vybavena větší ochranou proti radiaci a účinnějším systémem tepelné regulace. Kvůli vzájemným polohám planet bylo také potřeba vzít v úvahu odlišné způsoby spojení, orientace sondy a konstrukce rádiové aparatury. Sonda nese sedm vědeckých přístrojů, které se zabývají především studiem atmosféry Venuše, jejího složení, vývoje a cirkulace, ale také její ionosférou a povrchem. Našli bychom mezi nimi spektrometry pokrývající vlnové délky od ultrafialových až po infračervené, analyzátor plazmatu nebo magnetometr. Čtyři z nich byly odvozeny od sondy Mars Express a zbylé tři z kometární sondy Rosetta.

Počátkem srpna roku 2005 dopravil obří Antonov 124 sondu Venus Express na létem vyprahlý kosmodrom Bajkonur a na sondě začaly probíhat finální úpravy, testy, tankování a příprava na start. O vynesení sondy a její únik z dosahu sféry gravitačního vlivu Země se opět postarala raketa Sojuz s horním stupněm Fregat. 9. listopadu 2005 ve 4 hodiny a 33 minut středoevropského času raketa Sojuz na rampě číslo 6 zažehla své motory a Venus Express se po extrémně krátké přípravě vydala na svou cestu k Venuši. Po uvedení na parkovací oběžnou dráhu vykonala sestava Fregat – Venus Express téměř celý jeden oběh, než se motor Fregatu zažehl na necelých čtrnáct minut, a poslal sondu na pětiměsíční pouť k druhé planetě Sluneční soustavy. 11. dubna 2006 Venus Express zažehl svůj hlavní motor, snížil svou rychlost a Venušina gravitace už se postarala o uvedení na oběžnou dráhu. Prvotní polární oběžná dráha měla parametry 250 x 66 000 kilometrů a oběžnou dobu 9 dní a už na ní byla prováděna první vědecká měření.  Začátkem května se, po mnohonásobných úpravách dráhy opakovanými zážehy a také pomocí aerobrakingu, sonda dostala na operační oběžnou dráhu, na které už setrvá po celou dobu své mise. Vědecké bádání se rozjelo naplno.

Venus Express splnila očekávání vědecké komunity a brzy jsme se dočkali velmi překvapivých objevů. Doposud byla Venuše známa jako nejteplejší planeta. Hotová pekelná výheň bez jediného chladného místečka. Atmosféra Venuše je z 96,5 % tvořena oxidem uhličitým, což v kombinaci s její velkou hustotou a blízkosti ke Slunci vytváří extrémní skleníkový efekt, který povrch planety zahřívá téměř až k pěti stům stupňům Celsia. Analýza dlouhodobých pozorování sondy však odhalila oblast ve vyšších vrstvách atmosféry (přibližně 125 km vysoko), kde je takový mráz, že by tam měl oxid uhličitý zmrznout a vytvářet sníh. Nad touto vrstvou už je přitom atmosféra opět rozpálená. Kdo zná teplotu tání tohoto prvku -78°C, tak bude objevem takovéto zimy na Venuši zaskočen. Ovšem pozor! Teploty se tam mají pohybovat až okolo -175°C! Tak mrazivá teplota nepanuje ani nikde v Zemské atmosféře, která je od Slunce dál. Tento převratný objev byl učiněn díky pozorování průchodu slunečního záření terminátorem, tedy rozhraním světla a stínu.

Kromě studia atmosféry sonda také neustále pátrá po aktivní geologické činnosti. Na povrchu Venuše je velmi málo kráterů, což naznačuje, že povrch musí být nějakým způsobem formován či erodován. V roce 2010 nám poskytla doposud nejvěrohodnější indikaci vulkánu na povrchu. Spektrometr VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer) objevil relativně mladé lávové proudy, které indikují možnost existence aktivní vulkanické činnosti. Díky dlouhodobému pozorování sonda poskytla i jiné důkazy možného vulkanismu. V atmosféře byly během několika let pozorovány velké výkyvy podílu oxidu siřičitého. Jedním z možných vysvětlení těchto změn je právě vulkanická činnost.

O další objev se postaral jiný spektrometr, konkrétně přístroj SPICAV (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Venus). Ten díky pozorování světla hvězd procházejícího Venušinou atmosférou na okraji jejího kotouče zjistil, že planeta má ozónovou vrstvu, která se nachází ve vysokých vrstvách atmosféry. Podle počítačových modelací ozón na Venuši vzniká díky slunečnímu záření, které rozkládá oxid uhličitý na jednotlivé atomy uhlíku a kyslíku. Rychlé větry pak tyto částice kyslíku odnášejí na noční stranu Venuše, kde vznikají nejen tříatomové molekuly O₃, tedy ozón, ale také nám tak běžné a známé dvouatomové molekuly kyslíku. Ozónová vrstva byla doposud nalezena pouze na Zemi a Marsu. Tento objev může poskytnout nápovědy pro hledání mimozemského života.

O dalších dvou objevech už jsme vás na našem blogu informovali dříve. První se týkal vlivu slunečního větru na ionosféru a vytváření jakéhosi ohonu podobného ohonu kometárnímu. Podrobněji si o tom můžete přečíst v tomto článku. Druhým objevem pak bylo závratné zjištění, že rotace Venuše se poměrně rychle zpomaluje a její větry naopak zrychlují. Pro podrobnosti vás opět odkazuji na náš dřívější článek.

Venus Express dokázala, že o Venuši toho víme opravdu velmi málo a její podrobnější průzkum je na místě. Osobně mě trochu mrzí, že studium této planety je trochu opomíjeno, a ač je to Zemi nejbližší planeta v nejbližší době se nejspíš nedočkáme žádné mise, která by měla za cíl přistání na povrchu. Na druhé straně ale mise Venus Express byla už několikrát prodloužena a v současnosti se její ukončení očekává na 31. prosince 2014. Doufám tedy, že nám ještě přinese nejméně jeden převratný objev.

Zdroje informací:
http://sci.esa.int/
http://www.esa.int/
http://www.astro.cz/
http://www.ajax.ehu.es/VEX/

Zdroje obrázků:
http://www.wired.com/
http://spaceinimages.esa.int/
http://spaceinimages.esa.int/
http://spaceinimages.esa.int/
http://upload.wikimedia.org/
http://spaceinimages.esa.int