Podstawowe informacje

• Typ planety: planeta skalista
• Masa: 4,867 × 10²⁴ kg
• Promień: 6051,8 km
• Mimośród orbity: 0,0068
• Półoś wielka: 108,210 × 10⁶ km
• Okres orbitalny: 584 dni
• Liczba księżyców: 0

Struktura wewnętrzna

Wenus nazywamy siostrą bliźniaczką Ziemi, ponieważ ma zbliżony rozmiar i gęstość do naszej planety. Powstała również z podobnej materii. Na tych podstawach wnioskujemy, że jej wnętrze także jest podobne. Prawdopodobnie składa się ono z metalicznego jądra, gęstego płaszcza i skorupy. Gęstość Wenus (5,25 g/cm³) wskazuje na to, że jest ona zbudowana ze skał krzemianowych i jej wnętrze uległo różnicowaniu – gęstsze pierwiastki opadły i stworzyły jądro, a lżejsze zostały bliżej powierzchni, tworząc skorupę. Nie mamy danych sejsmologicznych, ale na podstawie danych grawimetrycznych jesteśmy w stanie stworzyć propozycję modelu struktury wewnętrznej Wenus.

Zakłada ona, że jądro o promieniu ok. 2900 km jest złożone z dwóch części: jądra zewnętrznego z ciekłego żelaza i niklu oraz z jądra wewnętrznego ze stałego żelaza i niklu. Tak naprawdę nie wiemy, czy jądro Wenus jest płynne, czy stałe. Nie znamy też jego temperatury.

Jądro prawdopodobnie otacza płaszcz o grubości ok. 3000 km, który tworzą skały krzemianowe. Jego temperatura jest przypuszczalnie podobna do temperatury płaszcza Ziemi. Mimo że skały budujące płaszcz Wenus są ciałami stałymi, to powoli się poruszają, dzięki czemu mogą zachodzić ruchy konwekcyjne, które wyrównują temperaturę wewnątrz planety i odprowadzają ciepło z jądra. Gdyby temperatura pod powierzchnią Wenus była skrajnie różna od tej pod powierzchnią Ziemi, lepkość skał w płaszczu zasadniczo by spadła, co przyspieszyłoby konwekcję i sprawiłoby, że ciepło z wnętrza byłoby usuwane gwałtowniej.

Jak dowiodły sondy programu Wenera, skorupa Wenus jest zbudowana ze skał magmowych, głównie bazaltu. Dane grawitacyjne sugerują, że grubość skorupy jest jednolita na większości planety i wynosi ok. 20-50 km. Wyjątek mogą stanowić tessery (typ silnie zdeformowanych obszarów). W tych obszarach skorupa może być znacznie grubsza.

NASA

Struktura wewnętrzna Wenus. Żółta wewnętrzna warstwa to jądro, czerwona to płaszcz, cienka brązowa warstwa zewnętrzna to skorupa.

Znaczącą różnicą między Wenus a Ziemią jest fakt, że Wenus nie ma swojego wewnętrznego pola magnetycznego. Może to być spowodowane powolną rotacją bliźniaczej planety lub brakiem ruchu w jej jądrze. Ma natomiast indukowane pole magnetyczne. Powstaje ono przez interakcję zewnętrznej atmosfery Wenus z wiatrem słonecznym. Światło ultrafioletowe wzbudza elektrycznie gazy, które nazywamy jonami. Część atmosfery, w której się znajdują, to jonosfera. Wichura elektrycznie naładowanych cząsteczek ze Słońca reaguje ze wzburzoną jonosferą, co indukuje pole magnetyczne. Pole magnetyczne Wenus przypomina kształtem wydłużoną łzę.

Kolejna poważna różnica między Wenus a Ziemią to brak tektoniki płyt na Wenus. Deformacja litosfery wydaje się być napędzana ruchami płaszcza. Na Ziemi płyty litosfery ruszają się poziomo względem siebie, jednak na Wenus ruchy są zazwyczaj pionowe. Litosfera deformuje się w górę i w dół w odpowiedzi na zachodzące pod nią ruchy konwekcyjne. Możliwe, że na siostrzanej planecie nie ma tektoniki płyt z powodu temperatury. Na skutek ciepła litosfera Wenus jest bardziej prężna, a co za tym idzie bardziej odporna na subdukcję (poziome ruchy płyt skutkujące wpychaniem jednej płyty pod drugą) niż ziemska litosfera.

Geologia planety

Większość informacji geologicznych, jakie mamy na temat Wenus, dostarczyła nam amerykańska sonda Magellan. Z powodu gęstych chmur stale otaczających Wenus, nie jesteśmy w stanie dojrzeć jej powierzchni, dlatego Magellan zbadał ją przy użyciu radaru i stworzył mapę powierzchni planety. Mapa ta została wykonana w rozdzielczości stu metrów. To oznacza, że obraz radarowy Wenus może pokazać wszystko na jej powierzchni wszystko, co jest większe od boiska do piłki nożnej. Obraz radarowy jest stworzony z odbić radaru, nie ze zdjęć w świetle widzialnym.

NASA/JPL/USGS

Złożona mapa powierzchni Wenus z rozdzielczością 3 km. Kolory dodano, aby pokazać różnicę wysokości terenu. Niebieski oznacza niskie obszary, a czerwony i biały wysokie. Na równiku rozciąga się Ziemia Afrodyty.

Tak mogłaby wyglądać Ziemia, gdyby nie ciągła erozja i osadzanie się pyłów. Na Wenus nie ma wody, a wiatr na małych wysokościach jest powolny. Nic nie zaburza cech powierzchni, które powstały na skutek ruchów płaszcza, uderzeń meteorytów i erupcji wulkanicznych. 

Około 75% powierzchni Wenus to wulkaniczne równiny. Przypominają one bazaltowe dno oceaniczne. Na Wenus nie ma jednak tektoniki płyt, więc musiały powstać inaczej. Nie jest to wynik konwekcji – mimo że powoduje ona ogromny nacisk na skorupę, nie wystarcza, żeby poruszyć wielkimi płytami kontynentalnymi. Jedyną pozostającą opcją jest ta, że równiny powstały w podobny sposób co morza księżycowe – są wynikiem erupcji lawy i nie mają nic wspólnego z tektoniką płyt. 

Na Wenus wyróżniamy 2 górskie kontynenty. Większy rozciąga się wzdłuż równika i jest wielkości Afryki. Nosi nazwę Ziemia Afrodyty. Mniejszy rozmiarem przypomina Australię, a znajduje się na północy planety. Nazywamy go Ziemią Isztar. Znajduje się na niej najwyższy rejon Wenus — Góry Maxwella. Ponieważ na Wenus nie ma morza, wysokość oznacza się przez odległość od środka planety lub odległość od średniej wartości promienia (6052 km). Góry Maxwella w najwyższym miejscu są oddalone od środka Wenus o 6063 km, czyli wznoszą się 11 km nad rozległymi równinami planety.

Na Wenus nie jesteśmy w stanie znaleźć kraterów o średnicy mniejszej niż 1,5 km. Gruba atmosfera sprawia, że tylko większe meteoroidy docierają do powierzchni planety nie spalając się. Większość kraterów na Wenus ma średnicę powyżej 10 km, co oznacza, że kosmiczne skały o średnicy mniejszej niż 1 km nie przechodzą przez atmosferę. Kratery wielkości 10-30 km są często zniekształcone, bo meteoryt rozdzielił się, zanim uderzył w powierzchnię. Duże kratery na równinach Wenus wskazują, że przeciętny wiek powierzchni planety to 300-600 mln lat. To sugeruje bardzo niewielką aktywność geologiczną Wenus od tego czasu. Prawie wszystkie kratery wyglądają na świeże. Ich degradacja jest mała, tak samo jak wypełnienie lawą czy pyłem. Tempo erozji i osadzania pyłów jest bardzo niskie. Wydaje się, że niewiele się stało, odkąd równiny Wenus uległy odnowieniu powierzchni na skutek wielkoskalowej aktywności wulkanicznej. Najwyraźniej Wenus doświadczyła potężnego wulkanicznego wstrząsu na całej swojej powierzchni, niepodobnego do żadnego zjawiska na Ziemi – a potem działo się bardzo niewiele.

NASA/JPL

Krater Mead — największy krater uderzeniowy na Wenus. Jego średnica ma 275 km.

Na Wenus występował wulkanizm w szerokiej skali. W nizinach erupcje wulkaniczne były głównym sposobem odnawiania powierzchni. Lawa niszczyła stare kratery i tworzyła świeżą powierzchnię. Dodatkowo wiele młodszych gór wulkanicznych i innych struktur pokrywa się z plamami gorąca (miejsca, gdzie konwekcja w płaszczu transportuje ciepło na powierzchnię). Powierzchnia Wenus jest usiana tysiącami wulkanów, które w większości są podobne do tych znanych nam z Ziemi. Istnieją również inne wulkany o niespotykanych kształtach, takie jak farra.

NASA/JPL

Farra to wyjątkowo okrągła cecha powierzchni Wenus wyglądem przypominająca naleśnik. Powstała na skutek erupcji gęstej lawy, która równomiernie się rozlała i zastygła.

Gorąca lawa nie zawsze dociera na powierzchnię. Zarówno na Ziemi jak i na Wenus wznosząca się lawa tworzy wybrzuszenia w skorupie. Są one powszechne na Wenus i tworzą okrągłe lub owalne elementy nazywane koronami.

NASA/JPL

Fotla korona, która ma ok. 200 km średnicy.

Najbardziej złożone geologicznie rejony na Wenus to tak zwane tessery. Są to wyjątkowo zdeformowane obszary, składają się z wielu grzbietów i dolin przecinających się pod różnymi kątami. Ciężko określić, co było odpowiedzialne za formowanie ich. Raczej nie był to pojedynczy proces. Na obrazach radarowych tessery są bardzo jasne, co sugeruje ekstremalnie zróżnicowaną powierzchnię. Możliwe, że niektóre tessery to stary teren poddany większej ilości epizodów budowania gór i uskoków, które nałożyły się na siebie, tworząc skomplikowany wzór przypominający mozaikę, której zawdzięczają swoją nazwę. Kilka obszarów na Wenus składa się w większości z tesser, np. Alpha regio.

NASA/JPL

Tessera to biały obszar widoczny w prawej części zdjęcia.

Atmosfera

Atmosfera Wenus jest 93 razy gęstsza od ziemskiej atmosfery. To czyni Wenus planetą skalistą z najgęstszą atmosferą w Układzie Słonecznym. Ponad 96% jej atmosfery stanowi gęsty dwutlenek węgla, 3% to azot, a pozostały 1% to śladowe ilości: dwutlenku siarki, argonu, pary wodnej (tylko 0,002%, co czyni Wenus najbardziej suchą planetą Układu Słonecznego), tlenku węgla, helu, tlenu i neonu. Ciśnienie atmosferyczne na Wenus wynosi średnio 95 barów, czyli jest 95-krotnością ciśnienia na powierzchni Ziemi. Żeby doświadczyć takiego ciśnienia, trzeba by się znaleźć 1 km pod wodą, co oznaczałoby natychmiastowe zmiażdżenie.

Badacze uważają, że atmosfera Wenus była kiedyś cieńsza i bardziej przypominała tę Ziemską. Niedawno również wykryli szczątkowe ilości tlenu w cienkiej warstwie atmosfery ziemskiej bliźniaczki, jednak jest to tlen atomowy (O), a nie cząsteczkowy (O₂), którym oddychamy.

W górnych warstwach atmosfery Wenus (od granicy kosmosu do 100 km nad powierzchnią) występują duże wahania temperatury. W dzień temperatura może sięgać 37°C, w nocy może spaść do -173°C. 125 km nad powierzchnią planety utrzymuje się zimna warstwa o temperaturze -173°C. Z nieznanego powodu górne warstwy atmosfery są ciemniejsze w ultrafiolecie. Materiały, które mogłyby występować w górnych częściach chmur i być odpowiedzialne za pochłanianie światła ultrafioletowego w niektórych regionach to dwutlenek siarki, siarka w stanie stałym, chlor i chlorek żelaza(III).

W środkowych warstwach atmosfery temperatura wzrasta wraz ze zmniejszającą się wysokością. Od -100°C na wysokości 100 km do -10°C na szczycie chmur (60 km nad powierzchnią Wenus). Niżej temperatura dalej gwałtownie wzrasta, żeby osiągnąć 464°C przy powierzchni planety. Jest to temperatura wystarczająca, żeby stopić ołów lub cynk.

Wenus otacza gruba warstwa chmur. Jej główna część rozciąga się od 48 km nad powierzchnią do 68 km nad powierzchnią planety. Tę warstwę od góry i od dołu otacza mgła, której część nad chmurami jest grubsza przy biegunach. Nieprzezroczystość chmur różni się w zależności od miejsca i czasu, co sugeruje wysoki poziom aktywności meteorologicznej. Patrząc z góry widzimy jasne, żółtawe chmury odbijające 85% światła słonecznego. Naukowcy nie wiedzą, co odpowiada za ich kolor. Chmury na Wenus tworzą mikroskopijne cząsteczki składające się z kropelek cieczy i może z kryształów. Dominujący materiał to wysoko stężony kwas siarkowy; inne materiały, które mogą budować chmury to kwas nitrozylosiarkowy i kwas fosforowy. Na Wenus również „pada” kwasem siarkowym, jednak ogromna temperatura powierzchni sprawia, że cały kwas wyparowuje, zanim się z nią zetknie.

Chociaż planeta obraca się wokół własnej osi tylko 3 razy w ciągu 2 ziemskich lat, jej chmury krążą o wiele szybciej – okrążenie Wenus zajmuje chmurom 4 dni. Wiatr na szczycie chmur wieje ze wschodu na zachód z prędkością 100 m/s. Prędkość ta zmniejsza się wraz z wysokością i nad samą powierzchnią wiatr wieje już tylko z prędkością nieprzekraczającą 1 m/s. Informacje na temat kierunku wiatrów na powierzchni planety pochodzą z obserwacji drobnoziarnistych materiałów niesionych wiatrem, które tworzą obserwowalne na radarze cechy powierzchniowe, przypominające wydmy lub smugi wiatru. Naukowcy zauważyli, że ułożenie tych cech terenu na obu półkulach sugeruje stały ruch wiatru w stronę równika. To pasuje do założenia, że na Wenus również mamy do czynienia z prostym systemem krążenia nazywanym komórką Hadleya. Według tego modelu gazy atmosferyczne podgrzane przez energię słoneczną na równiku unoszą się i są transportowane w stronę biegunów. Kiedy docierają do wyższych szerokości geograficznych, schładzają się, opadają na powierzchnię planety i dryfują po niej w stronę równika, do czasu aż znowu się nagrzeją i uniosą. W niektórych regionach obserwowane są odchylenia od zasady ruchu w stronę równika. Mogą być one spowodowane ukształtowaniem terenu.

Główną konsekwencją charakterystyki atmosfery Wenus jest ogromny efekt cieplarniany, który podgrzewa powierzchnię planety. Z powodu ciągłego zachmurzenia Wenus pochłania mniej światła słonecznego niż Ziemia. To, które już się przedrze przez chmury, jest pochłaniane przez dolne warstwy atmosfery i powierzchnię planety. Gazy atmosferyczne i powierzchnia podgrzewane przez pochłoniętą energię ponownie wypromieniowuje tę energię w zakresie fal podczerwonych. Na Ziemi fale te uchodzą do kosmosu, ale gęsta atmosfera i gruba warstwa chmur na Wenus więzi większość promieniowania, które jeszcze bardziej rozgrzewa niskie warstwy atmosfery. Ostatecznym skutkiem jest temperatura rozgrzana do setek stopni Celsjusza. Badania efektu cieplarnianego na Wenus pomagają nam zrozumieć działanie tego efektu na naszej rodzimej Ziemi.

Zarys historyczny/historia badań

Wenus jest trzecim najjaśniejszym obiektem widocznym na niebie, dlatego nie mogła umknąć uwadze dawnych cywilizacji. Ze względu na bliskość Wenus do Słońca, pojawia się ona na naszym niebie nieregularnie. Dlatego niektóre cywilizacje jak np. antyczni Egipcjanie i Grecy mieli inne nazwy na Wenus w zależności od tego, czy była widoczna o świcie, czy o zmierzchu. Dzięki pieczęć cylindrycznej z okresu Dżamdat Nasr wiemy, że starożytni Sumerowie wiedzieli, że gwiazda poranna i wieczorna to ten sam obiekt. Jeden z najstarszych dokumentów astronomicznych Babilończyków z około 1600 r. p.n.e. opisuje pojawianie się Wenus na przestrzeni 21 lat. W czasach hellenistycznych Grecy również doszli do tego, że jutrzenka i gwiazda wieczorna to tak naprawdę jedna planeta, którą nazwali Afrodytą od imienia bogini miłości i piękna. Dzisiaj jednak używamy nazwy nadanej jej przez Rzymian — Wenus. Jest to rzymski odpowiednik imienia Afrodyty. Wenus jest jedyną planetą nazwaną po bogini, a nie po bogu. Zachowano konwencję i do dzisiaj większość nazw obiektów na Wenus nosi imiona sławnych lub mitycznych kobiet.

W ciągu wielu wieków od odkrycia planety miało miejsce kilka istotnych historycznie wydarzeń z nią związanych:

• Pod koniec 1610 r. Galileusz zaobserwował pełen cykl faz Wenus, co dostarczyło dowodów na nieprawdziwość teorii geocentrycznej;
• Astronom M. V. Lomonosov podczas obserwacji tranzytu Wenus w 1761 roku stwierdził obecność halo, którą zinterpretował jako dowód na istnienie atmosfery na Wenus;
• Pierwszą udaną misją skierowaną na inną planetę był Mariner 2, którego celem była właśnie Wenus. Jego misja rozpoczęła się w 1962 r. i jedną z konkluzji było, że warunki na Wenus są nieprzyjazne, a sama planeta jest gorętsza, niż oczekiwano.

Do lat 60. XX w. tak naprawdę niewiele wiedzieliśmy o Wenus. Nie wiedzieliśmy, jakie jest ciśnienie na jej powierzchni, jak zmieniała się temperatura w troposferze, nie znaliśmy składu chemicznego atmosfery. Odpowiedź na te pytania stała się celem radzieckiego programu Wenera. Informacje zebrane przez sondy Wenera do dzisiaj są głównym źródłem naszej wiedzy o tym, co się dzieje na Wenus. Do dzisiaj do powierzchni tej planety dotarło jedynie 10 sond. Ze względu na ogromną temperaturę i ciśnienie pierwsza sonda, która dotarła do powierzchni Wenus, przestała działać po 23 minutach, a sonda, która transmitowała dane najdłużej, to Wenera 12. Transmisja ta trwała przez 110 minut. Dzięki programowi Wenera, do którego należała, mamy zdjęcia powierzchni Wenus.

Ted Stryk/Russian Academy of Sciences

Zdjęcie powierzchni Wenus wykonane przez sondę Wenera 14.

Na Wenerze jednak się nie skończyło. W kierunku najgorętszej planety Układu Słonecznego w następnych latach zostały wysłane kolejne misje:

• W roku 1978 dwie sondy programu Pioneer zostały wysłane na Wenus, aby przebadać jej powierzchnię i atmosferę. Pioneer Venus 1 za pomocą radaru stworzył mapę powierzchni Wenus i stwierdził, że jej chmury składają się głównie z kwasu siarkowego;
• W 1989 roku wystartowała sonda Magellan. Jej celem było zmapowanie całej powierzchni Wenus, co udało mu się wykonać. Misja zapewniła mapy radarowe Wenus w wysokiej rozdzielczości. Dodatkowo sonda odkryła, że na Wenus nie ma dowodów tektoniki płyt.

Dziś jedyna aktywna misja na Wenus to Akatsuki – japoński orbiter, który wystartował w 2010 r. Bada wzory pogody na Wenus i cyrkulację atmosfery. 

Przyszłe misje

Wstępnie na czerwiec 2029 r. zaplanowana jest misja DAVINCI. Szczegółowo zbada ona początki, ewolucję i stan obecny Wenus, od chmur do powierzchni. Ma odpowiedzieć na ważne pytania jak np. „Czy na Wenus była kiedyś woda?” lub „Czy Wenus nadawała się do życia, jak Ziemia?” Statek DAVINCI przetransportuje na Wenus sondę i będzie służył jako węzeł komunikacyjny, przekazując informacje z sondy na Ziemię. Na jego pokładzie znajdą się również 2 przyrządy do badania wenusjańskich chmur i mapowania wyżyn planety. Podczas dwóch asyst grawitacyjnych DAVINCI zbada szczyty chmur w świetle ultrafioletowym.

Po zbadaniu górnych warstw atmosfery Wenus i składu górskiego obszaru znanego jako Alpha Regio DAVINCI wypuści sondę na powierzchnię w 2031 r. Sonda ta, o szerokości ok. 1 m, będzie zrobiona z tytanu. Razem z 5 przyrządami pomiarowymi będzie przystosowana do ekstremalnych warunków na Wenus, takich jak miażdżące ciśnienie atmosferyczne i temperatura wystarczającej do stopienia ołowiu.

Kiedy sonda zacznie opadać, otworzy się spadochron, mający na celu spowolnienie opadania. W połowie drogi do powierzchni spadochron zostanie odrzucony. W tym miejscu atmosfera jest na tyle gruba, że spowolni sondę, tak jak woda spowalnia opadający kamień. W ciągu godzinnego opadania sonda wykona tysiące pomiarów i zrobi zdjęcia powierzchni.

NASA/GSFC/CI Labs

Grafika przedstawiająca sondę misji DAVINCI.

Kolejną z planowanych misji jest mająca wystartować na początku lat 30 XXI w. misja EnVision. Jej celem będzie zbadanie warstw Wenus – od wnętrza, przez powierzchnię, do atmosfery. Misja ma zapewnić całościowy obraz Wenus, badając jej historię, aktywność i klimat. Ma również odpowiedzieć na pytania dotyczące aktywności geologicznej i tektonicznej tej planety, ewolucji jej powierzchni i wnętrza, a także wpływu procesów geologicznych na jej atmosferę i klimat. Dowiemy się także, czy na Wenus był ocean, w jaki sposób Wenus traci ciepło oraz kiedy i dlaczego na planecie rozpoczął się niekontrolowany efekt cieplarniany.

EnVision będzie wykorzystywać obserwacje w ultrafiolecie, świetle widzialnym, podczerwieni, mikrofalach i falach radiowych o dużej częstotliwości, żeby badać procesy geologiczne i atmosferyczne od jądra planety aż po górne warstwy atmosfery.

ESA/VR2Planets/Damia Bouic

Grafika przedstawiająca sondę misji EnVision.

Planowany na przyszłą dekadę jest też orbiter VERITAS, który wystartuje nie wcześniej niż w 2031 r. i wkroczy w orbitę polarną Wenus 6 miesięcy po starcie. Będzie zbierał informacje, żeby dojść do tego, dlaczego drogi Ziemi i Wenus, dwóch planet tak bardzo podobnych do siebie, tak bardzo się rozeszły.

Misja VERITAS składa się z 2 faz. Faza I będzie się odbywać podczas przerwy w hamowaniu aerodynamicznym (ok. 6 miesięcy po pojawieniu się na orbicie planety). Faza II zacznie się, kiedy hamowanie aerodynamiczne ustawi VERITAS na kołowej, niskiej orbicie wokół biegunów, co pozwali na globalne obserwacje. Każdego dnia operacji w fazie II przyrządy (VEM i VISAR) będą zbierać dane przez 16 godzin. Następnie statek wysunie swoją antenę w stronę Ziemi i połączy się z DSN na ośmiogodzinną sesję, podczas której misja zdobędzie dane grawitacyjne. Szacuje się, że po 4 wenusjańskich dniach trwania misji VERITAS dostarczy 3,5 terabajtów naukowych danych.

NASA/JPL-Caltech

Grafika przedstawiająca sondę misji VERITAS.

Korekta – Matylda Kołomyjec