ESA boduje – Venus Express u Venuše

Jiří Hofman, 21. července 2006

Výprava sondy Venus ExpressVenus Express – sonda k Venuši vypuštěná Evropskou kosmickou agenturou 9. listopadu 2005. U Venuše jako jediná sonda úspěšně pracuje od dubna 2006. Hlavním úkolem je průzkum husté atmosféry planety. se zrodila v roce 2001 jako projekt, který využije jak získané zkušenosti, tak lidské zdroje z úspěšné mise Mars ExpressMars Express – sonda k Marsu vypuštěná Evropskou kosmickou agenturou 2. června 2003. Sonda obsahovala orbitální a přistávací modul (Beagle 2). Přistání se nezdařilo, orbitální mise úspěšně probíhá. . Protože většina částí sondy pochází ze sondy k MarsuMars – rudá planeta, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila. a ze sondy RosettaRosetta – sonda ESA vypuštěná 2. března 2004. Cíle: Navedení sondy na oběžnou dráhu kometárního jádra; řízené přistání na jádru komety (modul Philae); průlet kolem planetek 21 Lutetia a 2867 Steins. Setkání s kometou 67 P/Churyumov–Gerasimenko je naplánováno na rok 2014., mohl expres k VenušiVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu dosahuje teplota povrchu Venuše až 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 10⁸ km s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku. odstartovat z BajkonuruBajkonur – ruský kosmodrom, ze kterého se v roce 1957 vznesla první umělá družice Země – Sputnik 1 a v roce 1961 startoval první kosmonaut Jurij Alexejevič Gagarin. Po rozpadu Sovětského svazu leží Bajkonur na území nezávislého Kazachstánu, ale Rusko má s tamější vládu dohodu o pronájmu a využívání kosmodromu. Souřadnice kosmodromu: 63″25′ v.d., 47″22′ s.š. už v listopadu roku 2005. Hlavním cílem projektu je detailní studium atmosféryAtmosféra – Atmosféra je plynný obal vesmírného tělesa, kterou si těleso drží vlastní gravitací. Atmosféru mají především planety. Venuše.

Planeta

Atmosféra VenušeVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu dosahuje teplota povrchu Venuše až 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 10⁸ km s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku. je natolik odlišná od naší, že nemá příliš smysl je porovnávat. Na povrchu planety panuje tlak asi 9,3 MPa, devadesátkrát vyšší než na Zemi, což odpovídá zhruba tlaku v hloubce kilometr pod hladinou moře. Teplota na Venuši dosahuje přes 400 °C. AtmosféraAtmosféra – Atmosféra je plynný obal vesmírného tělesa, kterou si těleso drží vlastní gravitací. Atmosféru mají především planety. se skládá hlavně z CO₂ (96,5 %). Ačkoli Venuše se kolem své osy otočí jednou za 243 pozemských dní, hurikánům ve vyšších vrstvách stačí jen zhruba 100 hodin, aby oběhly celou planetu. Přestože zatím víme jen velmi málo ze základních otázek okolo fungování takto exotické atmosféry, stála v posledních létech Venuše až na pozadí zájmu výzkumu. Sonda Venus Express by nám měla pomoci nalézt odpovědi na některé problémy:

• Jaké jsou globální charakteristiky atmosféryAtmosféra – Atmosféra je plynný obal vesmírného tělesa, kterou si těleso drží vlastní gravitací. Atmosféru mají především planety.? Co pohání superrotaci atmosféry?
• Jak atmosféra cirkuluje?
• Jak se s hloubkou mění složení atmosféry? Jaké je složení nižších vrstev a oblaků? V jakém množství se vyskytuje a vyskytovala v atmosféře Venuše voda?
• Jak na sebe vzájemně působí atmosféra a povrch?
• Jak horní vrstvy atmosféry interagují se slunečním větremSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je pouhých 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v m³. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země.?

• Jaká je radiační bilance planety?

Umělecká vize sondy nad Venuší. Zdroj: ESA.

Sonda Venus Express je první sondou, která má dostatek kvalitních přístrojů ke studiu atmosféry Venuše a plazmatu v ní a jejím okolí. Drsné podmínky na povrchu Venuše nám zřejmě připravily ještě další velké záhady, která zdánlivě s atmosférou nesouvisí. Na Venuši se nenašly žádné krátery starší než půl miliardy let. Má se za to, že atmosféra funguje jako poklička na Papinově hrnci, která drží seismickou aktivitu na uzdě až do doby, kdy proběhne globální erupce, která zahladí veškeré stopy po kráterech na celé planetě. Venuše nemá vlastní magnetické pole, ačkoli k tomu zřejmě není žádný velký důvod. Magnetické pole, tisíckrát slabší než má Země, je generováno pouze interakcí nabitých částic atmosféry s meziplanetárním polem. Nabité částice v atmosféře vznikají převážně ionizací UV zářenímObor UV – elektromagnetické záření v oboru vlnových délek 1 nm až 380 nm. Tento obor dále dělíme na extremální UV (XUV neboli EUV, 1 nm až 31 nm), daleké UV (FUV neboli VUV, 30 nm až 200 nm) a blízké UV (UV, 200 nm až 380 nm). Blízké UV je pak možné dále dělit na UVA, UVB a UVC.. I tato tajemství nám snad sonda Venus Express pomůže odhalit.

Sonda

Celá sonda má tvar kvádru o rozměrech 1,7×1,7×1,4 m. Z ní vyčnívají hlavně solární panely o ploše 5,7 m², které v okolí Venuše poskytují výkon 1 100 W. Na palubě je celkem sedm přístrojů:

• SPERA-4 – analyzátor kosmického plazmatu a energetických atomů: Přístroj pro zkoumání interakce slunečního větruSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je pouhých 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v m³. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země. s atmosférou Venuše. Prozkoumá plazmatické procesy v atmosféře a jejich důsledky.
• MAG – magnetometr: Zmapuje s vysokou přesností třírozměrně indukovanou magnetosféru a ionosféru Venuše, nalezne hranice oblastí plazmatu a bude zaznamenávat blesky.
• PFS – planetární Fourierův spektrometr: Zařízení, které má na vlnových délkách 0,9 μm a 45 μm dlouhodobě třírozměrně monitorovat teplotní pole ve spodních vrstvách atmosféry. Přístroj je momentálně zablokovaný a vypnutý. Zatím se neplánují další pokusy o jeho oživení.
• SPICAV – spektrometr pro zkoumání vlastností atmosféry Venuše: Zkoumá záření přicházející od planety v IR a UV pásmech. Třetí kanál, taktéž v IR oboru, analyzuje světlo Slunce procházející atmosférou planety.
• VeRa – radiový průzkum Venuše: Komunikační systém sondy bude využíván pro výzkum změn radiových vln při průchodu atmosférou Venuše. Vyslané nemodulované vlny se zachycují na Zemi a analyzují. Zařízení se využije i pro výzkum sluneční koronyKorona – vnější atmosféra Slunce volně přecházející do meziplanetárního prostoru. Teplota dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním)magnetických silokřivek. K korona (kontinuum) je způsobena rozptylem slunečního světla na volných elektronech. F korona (Fraunhoferova) je způsobena rozptylem slunečního světla na prachových částicích padajících z meziplanetárního prostoru na Slunce, charakteristické jsou absorpční čáry. E korona (emisní) jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů..
• VIRTIS – zobrazovací spektrometr v ultrafialovém, viditelném a blízkém infračerveném oboru: Zkoumá všechny vrstvy atmosféry, teplotu povrchu a vzájemné ovlivňování atmosféry a povrchu.
• VMC – kamera snímající Venuši: Širokoúhlá vícekanálová CCD kamera mapuje povrch planety, hledá sopečnou aktivitu, měří vlastní záření atmosféry, zkoumá absorpci UV záření na vrcholcích oblaků a další jevy.

20. 3. 2005: Testy sondy na Zemi ve vakuové komoře SIMLES společnosti Intespace v Toulouse. Sonda byla ozářena po několik dní elektromagnetickým zářením o výkonu 2 600 W/m2, který reprezentuje výkon Slunce u planety Venuše. Zdroj: ESA. Obrázek ve větším rozlišení.

Život sondy

Sondu vynesla raketa Sojuz-Fregat z BajkonuruBajkonur – ruský kosmodrom, ze kterého se v roce 1957 vznesla první umělá družice Země – Sputnik 1 a v roce 1961 startoval první kosmonaut Jurij Alexejevič Gagarin. Po rozpadu Sovětského svazu leží Bajkonur na území nezávislého Kazachstánu, ale Rusko má s tamější vládu dohodu o pronájmu a využívání kosmodromu. Souřadnice kosmodromu: 63″25′ v.d., 47″22′ s.š. dne 9. listopadu 2005  K Venuši dorazila 11. dubna 2006 a byla navedena na značně protáhlou eliptickou dráhu (pericentrumPericentrum – bod na eliptické dráze kolem centrálního tělesa, který je tomuto tělesu nejblíže. Pro Slunce se používá výraz perihélium, pro Zemi perigeum, pro Měsíc periluna, pro hvězdu periastrum. 400 km, apocentrumApocentrum – bod na eliptické dráze kolem centrálního tělesa, který je tomuto tělesu nejdále. Pro Slunce se používá výraz afélium, pro Zemi apogeum, pro Měsíc apoluna, pro hvězdu apoastrum. 350 000 km nad povrchem). Hned druhý den se ze vzdálenosti přes 200 000 km postarala o svůj první vědecký úspěch, když potvrdila předpokládanou existenci velkého tmavého víru v okolí jižního pólu Venuše. Poté proběhly přibližovací manévry, při nichž se sonda dostala na oběžnou dráhu s pericentrem 250 km a apocentrem 66 000 km nad povrchem planety. Současně probíhaly první testy přístrojů. Většina jich plně funguje, spektrometr PFS je vypnut a radiometr VeRa zatím na svou příležitost čeká.

Sonda se stále musí otáčet ke Slunci tak, aby nedošlo k přehřátí citlivých částí. Proto má pro komunikaci se Zemí dvě vysokoziskové antény, které používá podle své polohy vůči SlunciSlunce – nám nejbližší hvězda, ve vesmíru vcelku běžná hvězda tzv. hlavní posloupnosti. Je od naší Země 150 milionů km daleko, její průměr činí 1 400 000 km. Teplota na povrchu dosahuje 5 780 K, v centru 15 milionů K. Září výkonem 4×10²⁶ W. Spálí při tom 700 milionů tun vodíku každou sekundu.. Denně na Zemi z Venus Express dorazí 2 Gb dat.

Gravitace Slunce také způsobí, že za každý jeden Venušin siderický denSiderická rotace – (též „siderický den“) rotace tělesa měřená vzhledem ke vzdáleným stálicím. (243 pozemských dnů) se pericentrum vzdálí od planety o asi 170 km. Sonda proto bude pomocí svého motoru výšku pericentra korigovat. Stáčení pericentra je malé, a sondu nijak neovlivní. Venus Express by měla podle plánu kroužit okolo své planety alespoň 500 pozemských dnů. O tom, jak dlouho bude přesluhovat, rozhodne stav jejích přístrojů a zásoba paliva.

12. 4 až 19. 4. 2006: Pohled na atmosféru přístrojem VIRTIS. Nalevo (modře) je denní polokoule Venuše v UV (380 nm), napravo (červeně) je noční strana v IR (1,7 μm). V UV oblasti vidíme záření odrážené atmosférou. Naopak v IR oblasti vidíme tepelné záření z nejhlubších částí atmosféry, dokonce z míst pod hustou vrstvou mraků ve výšce 60 km. Tmavší oblasti znamenají silnější vrstvu mraků znemožňující pozorovat tepelné záření povrchu. Zdroj: ESA, VIRTIS. Obrázek ve větším rozlišení 12. 4. 2006: Noční snímek mraků na Venuši v IR oboru (1,7 μm) pořízený při prvním obletu sondy Venus Express. Vodorovně je planetární délka, svisle planetární šířka. Z obrázků pořízených v různých časech je možné určit rychlost pohybu oblaků. Zdroj: ESA, VIRTIS. Obrázek ve větším rozlišení 29. 5. 2006: Obraz dvojitého víru v atmosféře nad jižním pólem Venuše. Vír byl fotografován na různých vlnových délkách, které odpovídají různým výškám v atmosféře mezi 60 km až 70 km. Celá struktura je veliká 2 500 km. Zdroj: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA. Obrázek ve větším rozlišení

Bonus: Klip „Venuše – jižní pól“

Na klipu je sekvence šesti snímků jižního pólu Venuše z přístroje VIRTIS sondy Venus Express. Snímky byly pořízeny na vlnové délce 5 mikrometrů (IR obor) v období mezi 12. a 19. dubnem 2006 z různých výšek (190 km až 315 km). Falešné barvy znázorňují intenzitu signálu. Na snímcích je patrný dvojitý vír v atmosféře nad jižním pólem planety a jeho časový vývoj. Kolem struktury je tmavomodrý pás chladného vzduchu. Patrný je i terminátor (přechod světla a stínu) – denní strana je zobrazena žlutě a noční modře. Zdroj: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA,

Odkazy