Venuše

sinious rilles - erozivní koryta vzniklá turbulentním proudění lávy o vysoké teplotě a nízké viskozitě - roztaví horniny po kterých teče, vytváří koryto podobné říčnímu

schopnost vytvářet meandry, překládající se koryta

obrovské stakilometrové štítové sopky, kaldery

tisíce menších sopečných těles

vysoká teplota na povrchu - vytékající láva pomaleji chladne

plyn, pokud je v magmatu obsažen, není schopen překonat atmosférický tlak a proto zde dochází pouze k výlevům láv, nikoli k explozivnímu vulkanismu

explozivní magmatismus zatím není znám

jsou na Venuši aktivní sopky?

složité hledání odpovědi, neexistuje shoda, ale povrch je velice mladý

velice hustá atmosféra, nevidíme povrch ve viditelném světle

SO2 není v atmosféře stabilní, mizí během 1 až 50 Ma ... narůstá a poklesává, jeho obsah v atmosféře Venuše se mění ... nějak se musí do atmosféry dostávat

- ale může docházet k vertikálnímu míšení atmosféry (normálně v nižší vrstvách)

termálním snímkováním povrchu lze najít 9 horkých míst na jižní polokouli, staré 250 až 2,5 Ma, odpovídají kopcovitým útvarům - jsou v místech, kde se nachází sopečná centra, sopky...

-ale hrozně malá teplotní anomálie - pouze 1 až 2 °C více než okolí

- těžko říct, jestli anomálie nejsou spojeny s mračny nebo teplotními proudy

Atla Regio - sopečná činnost před desítkami Ma

vědecká obec nepochybuje o existenci sopek na Venuši, ale nikdo to neví, neexistuje jednoznačný vědeckžý důkaz

atmosféra významně ovlivňuje sopečnou činnost

desková tektonika - krátery náhodné, sopky náhodné (žádná subdukce)

Venuše je po naší planetě druhou největší terestrickou planetou ve Sluneční soustavě. Někdy je jí přezdíváno Sestra Země, protože je prakticky stejně velká jako Země. S průměrem 12 104 km je jen o 638 km kratší než Země. Má také srovnatelnou průměrnou hustotu 5,24 g/cm3 oproti pozemským 5,51 g/cm3, což naznačuje, že má podobné chemické složení. Avšak ve všem ostatním se Venuše od Země zásadně liší. Na povrchu panují vysoké teploty a tlaky. Vítr dosahuje rychlosti 360 km/h a oblaka jsou, která zcela obklopují planetu, jsou tvořena kapičkami kyseliny sírové a fosforečné, které doslova prší z nebe. Přidejme k tomu pravděpodobně stále aktivní vulkány a máme zde jedinečné místo ve Sluneční soustavě, které je zcela nevhodné pro život takový, jaký známe. Sklon Venušiny rotační osy je 177°, což znamená, že Venuše rotuje proti směru svého pohybu (obíhá retrográdně). Jeden oběh kolem vlastní osy zde trvá déle než jeden oběh kolem Slunce - jeden den na Venuši je delší než rok! Samotná atmosféra se otáčí kolem osy 60x rychleji než pevný povrch planety. Magnetické pole Venuše je velmi, velmi slabé.

Atmosféra Venuše tak, jak ji zachytily přístroje sondy Akatsuki v roce 2016.

Credit: JAXA / ISAS / DARTS / Justin Cowart

Venušina hustá atmosféra sahá do výšky asi 1000 km a je tvořena převážně oxidem uhličitým (více než 96 %) a dusíkem (3 %), což má za následek významný skleníkový efekt, díky kterému je na planetě větší teplo než na ke Slunci bližším Merkuru - kolem 400 až 600 °C. Atmosférický tlak na povrchu Venuše je až 90x vyšší než tlak na povrchu Země. Takové teplotní a tlakové podmínky odpovídají nízké metamorfóze hornin na Zemi v hloubce několika set metrů pod zemským povrchem (mění se stavba a složení hornin!). Díky tak husté atmosféře se na povrchu Venuše nenacházejí impaktní krátery menší než 3 km - dopadají na ni jen velká tělesa. Oblaka v atmosféře se utvářejí především ve spodní vrstvě ve výšce 40-60 km a jsou tvořena kapičkami oxidu siřičitého a kyseliny sírové. Ve Venušině atmosféře byly též detekovány bleskové výboje.

Povrch Venuše tak, jak byl nasnímán z oběžné dráhy pomocí radarového snímání.
Credit: NASA/JPL

Venušina atmosféra je tak hustá, že přes ni nemůžeme pozorovat povrch planety. Musíme použít radar. S pomocí prvních radarových měření ze Země byly objeveny tři zvláštní oblasti: Maxwell Montes, Alpha Regio a Beta Regio. Jedná se o rozsáhle sopečné provincie o rozměrech několika tisíc kilometrů. Později se k Venuši vypravily první kosmické sondy. Americká sonda Mariner 2 změřila teplotu na povrchu a některé parametry atmosféry. Na povrchu Venuše však stanula pouze čtveřice sovětských sond: Veněra 9, 10, 13 a 14. Ty musely být přizpůsobeny především teplotám až 480 °C a tlakům, které odpovídají tlaku vody v oceánech na Zemi v hloubce jednoho kilometru. Všechny čtyři sondy pořídily panoramatické snímky a další data, podle kterých bylo zjevné, že přistály v oblastech, které byly silně ovlivněny vulkanickou aktivitou. Znamená to snad, že celý povrch Venuše je výsledkem intenzivní sopečné aktivity? Detailnější radarové snímání povrchu bylo uskutečněno na konci 20. století pomocí sondy Magellan, která nasnímala 98 % povrchu s rozlišením asi 100 metrů na pixel. Odstíny barev byly zvoleny podle snímků pořízených sovětskými sondami Venera 13 a 14, které přistály na povrchu a vytvořily panoramatické snímky. 

Unikátní geologické struktury

Na povrchu Venuše najdeme i takové geologické struktury, které na Zemi nejsou známy. Příkladem jsou především struktury "coronae" označované česky jako korony nebo pavučiny, "pancake domes" někdy označované jako palačinky nebo palačinková tělesa a "tickles" někdy označované jako "klíšťata". Korony jsou 

koncentrické praskliny, které obkružují oblast o velikosti desítek někdy až stovek km

převládá hypotéza, že se jedná o projevy intruze - tlačení magmatu, deformace povrchu, nedošlo k výlevné činnosti .. nejspíše povchový projev inruze v podobě deformace kůry

asi spojeno s teplotou, kůra Venuše má z větší mocnosti "plastický" charakter, narozdíl od Země

korony - vznik vyklenutím povrhu stoupajícím magmatem, deformace, vznik kruhových struktur "prasklin" desítky i tisíce km v průměru

na Zemi je nemáme, proto není dosud jasné jak tyto struktury vznikly

předpokládáme vulkanickou činnost ale nemáme přímé důkazy

pancake domes - značně pravidelné útvary, někdy označovaná "palačinky" "palačinková tělesa" , desítky km velká kruhová tělesa izolovaná nebo překrývající se

možná ekvivalenty lávových dómů známých ze Země, ale 10x až 100x větší

klíšťata - ticks = zvláštní útvary "s radiálními nožičkami", zřejmě souvisí se vznikem pancake domes

nemá na Zemi obdobu

Aktivní vulkanismus na Venuši?

Je kuriózní, že právě Venuše, těleso s jen velmi slabým magnetickým polem, má tak hustou atmosféru. Sluneční vítr je zcela jistě schopný ji od planety odvát. Je zřejmé, že atmosféra musí být nějakým zdrojem neustále doplňována. Možná tím nejpravděpodobnějším vysvětlením je aktivní vulkanismus. Povrch Venuše je z 80% tvořen planinami utuhlé bazické lávy. Na povrchu bylo nalezeno více než 1600 větších sopek. Některé z nich jsou velmi mladé, vznikly jen před několika miliony lety. Jednoznačný důkaz aktivního vulkanismu na Venuši však dosud chybí. Protože povrch planety nelze kvůli velmi husté atmosféře pozorovat ve viditelném světle, nelze zatím aktivní vulkanismus na Venuši jednoznačně prokázat.

Při sopečných erupcích je na relativně chladný povrch vylito množství roztavených hornin o vyšší teplotě. Po sopečné erupci bychom tedy měli naměřit v dané oblasti vyšší teplotu než v okolí. Teplotní anomálie byly skutečně na svazích některých hor nalezeny, avšak kvůli vysoké teplotě na Venuši je velmi složité je interpretovat. Že zde probíhá aktivní vulkanismus naznačují i měření obsahu oxidu siřičitého v atmosféře, který kolísá. Toto kolísání však může být způsobeno rovněž turbulencemi v atmosféře, která je na oxid siřičitý poměrně bohatá. Dosud nejlepší nepřímý důkaz aktivního vulkanismu na Venuši představila studie Filiberto et al. (2020). Autoři se zaměřili na olivín (běžná složka výlevných magmatických hornin) a na způsob, jakým tento minerál reaguje na podmínky na povrchu Venuše. Zjistili, že olivín je zde nestabilní a velmi rychle se mění na magnetit a hematit. Protože olivín byl s pomocí spektroskopických metod na Venuši nalezen, muselo zde dojít k výlevu lávy na povrch - a to velmi nedávno, jinak bychom zde již olivín najít nemohli. Dle těchto autorů došlo k výlevům nejpozději během několika málo let.

Venušina kůra má tloušťku 10 až 20 km.

Credit: NASA/JPL 

Na následujícím snímku vidíme 170° panoramatický snímek pořízený sondou Venera 13 z prvního března roku 1982. Tento lander dokázal v nehostinných podmínkách na povrchu planety Venuše po dobu dvou hodin a sedmi minut, než jej zničila vysoká teplota a tlak. 

Credit: NASA History Office 

Zjišťujeme, že Venuše je poměrně hladké těleso. Více než 70% povrchu pokrývají hladké pláně tvořené tisíce km dlouhými lávovými výlevy téměř bez impaktních kráterů. Na povrchu Venuše  je jen asi jeden tisíc impaktních kráterů. Asi 84 % kráterů má velmi dobře zachovaný tvar a všechny jsou na Venuši rozprostřeny náhodně. Lze tedy tvrdit, že celý povrch Venuše je skoro stejně starý - a to poměrně mladý! Na základě počtu kráterů lze odhadnout, že celý povrch je starý nanejvýš jednu miliardu let, možná jen 300 tisíc let!

Život na Venuši?

V roce 2020 byla v atmosféře Venuše detekována spektrální čára fosfinu (Greaves et al. 2020). Fosfin je toxický plyn s chemickým vzorcem PH3, který na Zemi vzniká především díky lidské činnosti (je součástí pesticidů), ale částečně také díky činnosti mikroskopického anaerobního (extrémofilního) života. Díky spektroskopii dokážeme zjistit chemické složení hvězd i planet, které z pohledu ze Země před těmito hvězdami přecházejí. Pokud tyto čáry správně interpretujeme (různé prvky a sloučeniny se často překrývají). Fosfin patří mezi několik vybraných sloučenin nazývaných biosignatury, které, pokud by byly detekovány na mimozemských světech, bylo by možné je považovat za mimořádně nadějné, nepřímé indikátory mimozemského života. Nicméně, stále se jedná spíše o detekci spektrální čáry, která odpovídá fosfinu - nikoli o detekci života. Stejně tak víme, že v atmosféře Venuše je další zajímavá sloučenina - metan. Nicméně, něco podobného pozorujeme i na Marsu, kde spolu se změnou ročních období dochází k vzrůstu nebo poklesu metanu v atmosféře - a pořád nevíme proč.

Spíše nám tak tato studie říká: "Jak si vysvětlit existenci fosfinu na Venuši, když ne tak, že ji vyprodukoval život na Venuši? Pomozte nám tuto záhadu vysvětlit.". Tým vědců zveřejnil velké množství vlastních dat a bude s napětím čekat, co bude dál. Ve vědě to totiž funguje tak, že publikací těchto dat byl právě odstartován závod o to, kdo dříve přesně vysvětlí, jak se v takovém množství dostal do atmosféry Venuše fosfin. Možná kvůli tomu poletí na Venuši i nová sonda. Veškeré překvapení tkví v tom, že fosfor by v atmosféře Venuše měl být vázaný s kyslíkem, nikoli s vodíkem. Spíše nám tedy tato studie ukazuje, že fosfin není zase tak nadějnou biosignaturou, za jakou jsme ji pokládali. Naštěstí jsme fosfin nalezli na nedaleké planetě (a ne exoplanetě), kterou můžeme poměrně rychle a důkladně prozkoumat. Venuše je vůbec nejbližší planetou od Země!

Přesto si dnes možná poprvé můžeme vážně pohrávat s myšlenkou života na Venuši. S myšlenkou života vznášejícím se v atmosféře Venuše si pohrával již Carl Sagan. Ve výšce několika desítek kilometrů nad povrchem se totiž nachází oblast, která teplotně i tlakově odpovídá podmínkám na povrchu Země. Největší potíž je ta, že i zde jsou podmínky velmi nehostinné - hyperkyselé. Oblaka v atmosféře Venuše jsou tvořena kapičkami kyseliny sírové. Pokud připustíme, že fosfin byl vyprodukován životem na Venuši, zdá se mi pravděpodobnější, že jej vyprodukoval život, který již na Venuši neexistuje. Možná, že před několika miliardami let byla Venuše zcela jiná než dnes - panovalo na ní klima srovnatelné s dnešním klimatem na Zemi a povrch byl zalitý oceány.

Osobně si myslím, že je fosfin možná produktem nějakého zvláštního zvětrávacího procesu. Nikdo z nás nedokáže přesně popsat jaké děje probíhají v podmínkách hluboko pod zemí, kde jsou horniny zároveň odkryty atmosférickým vlivům. Na Venuši jsou "známé známé", "známé neznámé" a "neznámé neznámé" - což je právě fosfin v atmosféře, který si zatím nedokážeme vysvětlit. Venuše je skutečně zcela odlišný svět, který můžeme chápat jako laboratoř, ve které probíhají věci zcela unikátním způsobem, který je na Zemi zapovězený.

Doporučená literatura

• Filiberto, J., Trang, D., Treiman, A. H. & Gilmore, M. S. (2020): Present-day volcanism on Venus as evidenced from weathering rates of olivine.
  https://advances.sciencemag.org/content/6/1/eaax7445?fbclid=IwAR2EJkbqNPgMMxbci6h-iC4DUDvMjgwdF9QuUhBg6kaDUdAWJIL2x1tLdKU
  
• Greaves, J. S., Richards, A. M. S., Bains, W., Rimmer, P. B., Sagawa, H., Clements, D. L., Seager, S., Petkowski, J. J., Sousa-Silva, C., Ranjan, S., Drabek-Maunder, E., Fraser, H. J., Cartwright, A., Mueller-Wodarg, I., Zhan, Z., Friberg, P., Coulson, I., Lee, E. & Hoge, J. (2020): Phosphine gas in the cloud decks of Venus. - Nature Astronomy.
  https://www.nature.com/articles/s41550-020-1174-4?fbclid=IwAR3Tn3bbG2LYsanKCJmi9FdK5r3Ya_1XjjNbBQX42Cgz5pbPx0gGS8Jn2cs#MOESM1