VENUŠA

Planéta slnečnej sústavy, po Slnku a Mesiaci najjasnejší objekt na oblohe.

Obieha okolo Slnka vo vzdialenosti 0,723 AU, s veľmi malou výstrednosťou (e = 0,006 8). Z dráh planét sa dráha Venuše najviac približuje ku kružnici. Siderická doba obehu Venuše je 224,70 d, synodická 583,92 d a stredná dráhová rýchlosť 35,0 km . s-1. Keďže jej vzdialenosť od Slnka je menšia než vzdialenosť Zeme, možno ju pozorovať na oblohe neďaleko od Slnka (max. 48° od neho). Vidieť ju najviac 3 h po západe Slnka (odtiaľ názov Večernica) alebo 3 h pred východom Slnka (Zornička). Tieto názvy pochádzajú zo starého Egypta. Ďalšie mená Venuše boli Hesperos, Phosphorus, Afrodita, Astarta, Istar a i.

Obieha v rovine sklonenej 3,4° od ekliptiky; s týmto rozdielom sleduje dráhu Slnka na oblohe, preto slúžila ako orientačná hviezda najmä na mori. Venuša sa približuje k Zemi až na 40 mil. kilometrov. Vtedy, keď je k Zemi najbližšie, ju nevidieť, pretože je práve medzi Zemou a Slnkom a je osvetlená z opačnej strany. Venuša prechádza postupne všetkými fázami od novu až po spln a späť do novu. Jej fázy vidieť iba ďalekohľadom. Objavil ich Galileo GALILEI. Štyrikrát za 243 r prechádza Venuša medzi Zemou a Slnkom tak, že všetky tri telesá sú presne v jednej rovine. Vtedy ju vidieť prechádzať cez slnečný kotúč. Uhlový rozmer Venuše sa mení s jej fázou. Pri maximálnom priblížení k Zemi (v dolnej konjunkcii) je jej rozmer na oblohe 64". V hornej konjunkcii len 10" a vo vzdialenosti 1 AU má uhlový priemer 17,14". Maximálnu jasnosť dosahuje pri elongácii 39°, a to až -4,3mag (36 d pred dolnou konjunkciou a po nej). Pri elongácii 18° (asi 12 d pred max. priblížením k Zemi a po ňom) je jasnosť Venuše -3,5mag. Pri rovnakej elongácii v hornej konjunkcii (blízko max. vzdialenosti od Zeme) je jej jasnosť -3,1mag. Rozdiel v jasnosti Venuše je pomerne malý, pretože so zväčšujúcou sa vzdialenosťou od Zeme vidieť osvetlenú väčšiu časť jej kotúča.

Skutočný priemer Venuše je 12 104 km a hmotnosť 0,95 hmotnosti Zeme. Týmito parametrami sa najviac podobá Zemi. Rotácia Venuše bola presne určená až po objave povrchových útvarov rádiolokačnými metódami. Siderická doba rotácie je -243,16 d. (Znamienko mínus vyjadruje, že rotácia planéty je retrográdna.) Venuša sa otáča veľmi pomaly a opačným smerom než ostatné planéty. Synodická doba rotácie je 224,7 d, preto deň na Venuši (od východu Slnka po jeho západ) trvá 116,8 nášho dňa. Slnko pritom vychádza na západe a zapadá na východe. Rotačná os je takmer kolmá na rovinu obežnej dráhy (s rozdielom 2°), preto sa na Venuši nestriedajú ročné obdobia. Vplyvom skleníkového efektu je však teplota v oblasti pólov najmenej 500 K.

V atmosfére Venuše je hrubá vrstva mrakov, ktoré znemožňujú priame optické pozorovanie povrchu zo Zeme. Súčasná predstava o štruktúre atmosféry Venuše sa zakladá na meraniach uskutočnených kozmickými sondami typu Venera, Mariner, Pioneer-Venus, pozemnými pozorovaniami a teoretickými výpočtami. Najmä sondy Venera, ktorých puzdrá pristáli na povrchu Venuše a orbitálne časti sa stali jej umelými družicami, mali možnosť detailne preskúmať aj vlastnosti jej atmosféry. Teplota atmosféry Venuše v porovnaní s teplotou medziplanetárneho prostredia sa začína prejavovať asi 100 km nad povrchom planéty. Teplota stúpa zo začiatku pomalšie, od výšky 60 km smerom nadol takmer rovnomerne o 8,6° na km. Na povrchu dosahuje teplota 740 - 750 K (okolo 470 °C). Atmosferický tlak vo výške okolo 60 km je iba 102 Pa, vo výške 40 km už 102 Pa, pri 20 km ~106 Pa = 1 MPa a na povrchu 9 MPa (90 atmosfér).

Vrstva mrakov zakrývajúca celý povrch planéty je hrubá 15-20 km a udržuje sa vo výškach okolo 60 km. Maximálny rozdiel teplôt medzi dennou a nočnou stranou pod vrstvou mrakov bol 25°. Vo výškach 40 - 50 km je priemerná rýchlosť vetra okolo 50-100 m/s, smerom k povrchu jeho rýchlosť klesá. Na povrchu sa registrovala rýchlosť 0,4-0,7 m/s. Štruktúra mračien je vrstvovitá, mračná sú priesvitné. Na povrchu Venuše je viditeľnosť podobná ako v stredných šírkach na Zemi pri úplne zamračenej oblohe. Celkový tok slnečného žiarenia pri zenitovej vzdialenosti Slnka 30° je približne 100 W na meter štvorcový. (osvetlenie 14 000 lx), viditeľnosť v mračnách 1-3 km. Ionosféra Venuše je bližšie k povrchu a je tenšia ako ionosféra Zeme. Koncentrácia voľných elektrónov je o 10-násobok nižšia než na Zemi.

Chemické zloženie atmosféry:
97 % oxidu uhličitého, menej než 2 % dusíka, do 0,1 % kyslíka, hustota vodných pár na hladine zodpovedajúcej teplote 298 K (25 °C) je rádu 0,01 kg na meter kubický. Vo veľkých výškach je zloženie odlišné. Nad 300 km prevažuje už hélium a nad 1 000 km vodík, ktoré vo forme koróny tvorí rozhranie medzi atmosférou a medziplanetárnym prostredím. Povrch planéty je pevný.

Už pozemnými radarovými metódami (počas fázy novu trvá odraz signálu 280 s) sa zistila prítomnosť horských pásiem. Rádiolokáciou povrchu pomocou umelých družíc (Venera 11 a 12, Mariner 10 a Pioneer-Venus) sa vykreslil reliéf oblastí ich preletu a na základe meraní v kombinácii s pozemnými meraniami bola zostrojená radarová mapa Venuše. Asi 60 % povrchu planéty tvorí mierne zvlnená planina, ktorá bola zvolená za referenčnú rovinu. Vzhľadom na ňu sa určujú výšky povrchových útvarov. Horské oblasti s výškami nad 1 000 m tvoria 24 % povrchu, depresie 16 %. Najväčšia vysokohorská oblasť sa nazýva lshtar Terra (podľa asýrskej bohyne lásky a vojny). Tvorí ju náhorná planina Lakshmi Planum (veľká približne ako Austrália) vo výškach okolo 3 300 m nad referenčnou rovinou, pohorie Freya Montes, dosahujúce 5 600-7 000 m, a najvyššie pohorie je Maxwell Montes, dosahujúce až 10 800 m nad referenčnou rovinou. Táto oblasť je pretkaná kaňonmi a zosuvmi a tvorí najnerovnejší terén Venuše.

V rovníkovej oblasti sa rozprestiera druhý kontinent nazvaný Aphroditae Terra, dlhý asi 10 000 km, dosahujúci výšku 9 000 m v západnej a 4 300 m vo východnej časti. Západne od nej sú oblasti Alfa a Beta. Východne od oblasti Beta s dvoma sopkami Theia a Rheia, vysokými asi 4 000 m, pristáli kozm. sondy Venera 13 a 14. Najnižšie položené miesta tvorí údolie východne od kontinentu Aphroditae Terra, dlhé 2 250 km, široké 280 km a hlboké až 2 900 m pod referenčnou rovinou.

Krátery na Venuši sú relatívne plytké, napr. kráter s priemerom 160 km má hĺbku asi 400 m. Svedčí to o intenzívnej erózii alebo endogénnej činnosti. O tektonickej činnosti svedčia aj terénne zlomy veľkých rozmerov.

Prvé bezprostredné informácie o zložení a stavbe povrchu V. sprostredkovali kozm. sondy Venera 7 a 8. Fotografiami povrchu s podrobnou analýzou ich doplnila Venera 9 a 10. Sondy zaznamenali tvrdosť povrchu zodpovedajúcu žulovým horninám. Analýza skál gamaspektrometrami poukazuje na prítomnosť prirodzených rádioaktívnych prvkov uránu, tória a draslíka. Skaly v okolí pristátia Venery 8 sú podobné granitom, v mieste pristátia Venery 9 sú bližšie vyvretým čadičom. To dokazuje, že hmota Venuše prešla v priebehu niekoľkých miliárd rokov diferenciáciou.

Hustota pôdy meraná Venerou 10 niekoľko desať centimetrov pod povrchom je 2 700 - 2 900 kg na meter kubický a je typická pre čadičové skaly. Sopečný charakter hornín potvrdili aj sondy Venera 13 a 14. Chemickým rozborom vzoriek povrchu zistili prítomnosť leucitických a toleitických čadičov, hornín bohatých na draslík a horčík.

Polárne oblasti Venuše zostávali dlho nepreskúmané, až sondy Venera 15 a 16 v roku 1983 ako polárne družice zmapovali okolie pólov s rozlíšením 1,5 km. Ukázalo sa, že polárne oblasti sa veľmi nelíšia od ostatnej časti povrchu ani zastúpením kráterov, ani členitosťou terénu.