A Vénusz bolygó

Mi az a fényes csillag esténként nyugat felé? – tették fel sokan magukban a kérdést 2020 tavaszán. Az bizony nem csillag hanem a Vénusz bolygó, más néven az Esthajnalcsillag.

De  valójában mit tudunk erről a bolygóról?

A Vénusz a legnagyobb fényességet elérő bolygó ami a Földről látható, gyakorlatilag ősidők óta ismerjük, de bármilyen szépnek tűnik is esténként vagy űrszondáink képeiről, valójában az emberi életre teljesen alkalmatlan tüzes poklú égitest. Mielőtt elmerülnénk a Vénusz fotók készítésnek praktikáiban, ismerkedjünk meg magával az égitesttel:

Legfontosabb fizikai adatai

méretileg hasonló a Földhöz, csupán 0,95x kisebb a sugara, 12100 km, 0,815x kisebb tömegű bolygónknál, átlagos sűrűsége 5,2 gr/cm3. Naptól való átlagos távolsága 0,718 - 0,728 CSE, 107 476 002 - 108 941 849 km, egy év a Vénuszon 224,7 nap, egy teljes körbefordulás 243,02 nap. Holdja nem ismert.

Belső szerkezete

A Vénusz a Merkúr, Föld, Marshoz hasonlóan kőzetbolygó, anyaga differenciálódott és zónásan szeparált, felépítése: legalább részben folyékony mag, köpeny, kéregre oszlik. Mivel a Vénusz kisebb Földnél, így belsejében kisebb a nyomás, de a legfőbb eltérés, hogy a Vénuszon nincs lemeztektonika, vulkanizmus viszont lehet. Ennek következménye, hogy az alacsony a hőveszteség miatt kevésbé hűlhet le a bolygó, ami oka lehet a belső mágneses tér hiányának.

Geográfiája

„A Vénusz felszínének 80%-át sima vulkáni síkságok alkotják. Két magasabb kontinens foglalja el a felszín nagy részét, egy az északi féltekén, egy pedig az Egyenlítőtől délre. Az északi kontinens az Ausztrália méretű Ishtar Terra, ami a babilóniai szerelemistenről, Istárról kapta a nevét. Ezen található a Vénusz legmagasabb hegye, a Maxwell Montes. Csúcsa 11 km-re emelkedik ki a Vénusz átlagszintjéből. A déli kontinens a Dél-Amerika méretű Aphrodite Terra, aminek a nevében a görög istennőnek a neve fedezhető fel. Ennek a kontinensnek nagy részét repedések és egyenetlenségek foglalják el. A kőzetbolygókra jellemző becsapódási kráterek, hegyek és völgyek mellett a Vénuszon több egyedi felszíni forma is megtalálható, amelyek mind vulkáni tevékenységből származnak. Ezek között megtalálhatóak a farra-nak nevezett, palacsinta alakú, 20–50 km átmérőjű és 100–1000 m magasságú, lapos felszínű vulkáni alakzatok, a novae-nek nevezett csillagszerű repedésrendszerek, az arachnoidok, melyek pókhálóhoz hasonlító, sugárirányú és koncentrikus repedések, és a coronae-k, melyek általában medencék által körülvett gyűrű alakú repedések. Mindezek a felszíni formák vulkanikus eredetűek. A Vénuszon megtalálható fizikai jelenségek helyszínének megállapításához azt a kezdő hosszúsági kört használják, mely definíció szerint az Éva nevű ovális képződménynek a radarral feltérképezett területén áthaladó hosszúsági főkör. Ez az Alfa-régiótól délre fekszik” wiki

A Vénusz radar térképe - NASA Magellán-szonda

Felszíne

A Vénusz kérge nagyon idős és sokkal kevésbé módosult, mint a Földé, korát 500 millió évre becsülik. Már a Venyera-11 és 12 is villámlások sorozatát érzékelték, de ezeket nem a zivatarok (itt csak kénsav eső van), hanem vulkánkitörésekből származó vulkáni hamufelhők hozzák létre. A kén-dioxid koncentráció 1978-1986 között egy nagyságrenddel csökkent, amiből a kutatók arra következtetnek, hogy a koncentrációt korábban egy nagy vulkánkitörés emelte meg. Ez azt jelenti, hogy a bolygó felszíne 500 millió évvel ezelőtt teljesen megújult. De ez hogyan lehetséges ha nincs lemeztektonika? Úgy, hogy a bolygó tektonika nélkül nem tud állandóan hőt veszíteni, emiatt a hőmérséklet annyira megnő és elér egy kritikus szintet, amikor a kéreg annyira meggyengül hogy az globálisan összeomlik. Vagyis kb. 100 millió év alatt kataklizmikus méretű globális szubdukció történik és a kéreg teljesen megújhodik.

Vénuszi meteorit?

Vajon miért nem ismerünk a Vénuszról származó meteoritot? A Vénuszon kb. 3-280 km átmérőjű becsapódási krátereket ismerünk. Kisebb azért nincs, mert a sűrű légkörben annyira lelassul a beérkező meteoroid, hogy nem tud már így létrehozni krátert. Viszont a nagyobbaknál a kidobott – ejekta – anyag meg eltávozni nem tud nagy mennyiségben, így meteroit sem származhat belőle – számottevő mennyiségben – más bolygó pl. a Föld felszínén. Elvileg nem kizárt, de gyakorlatilag igen csekély ennek a valószínűsége.

Légköre:

Nagyon sűrű, kívülről szint átlátszatlan, főként szén-dioxidból és kevesebb nitrogénból áll. A sűrű légkőr 93-szor nehezebb a földinél, emiatt a nyomás 92-szer nagyobb, mint nálunk. A rendkívüli CO2 tartalom és a kén-dioxid felhők miatt, az egész Naprendszerben itt a legnagyobb az üvegházhatás. Így a felszíni hőmérséklet 460 °C fölötti, ami magasabb mint a Merkúron mért 2. legnagyobb, azaz 420 °C. A páratartalom nagyon alacsony, 1%-os, hiszen nincs szinte semmi nedvesség, így a hőindex 450 °C és 480 °C közötti. 2011-ben a Venus Express űrszonda fedezte fel az 5-10 km vastag, 100 km magasságban található ózonréteget. A légkörben nincs az alacsonyabb légrétegekből a magasabbakba áramló meleg, a légkör szinte hőtehetetlen, emiatt nincs számottevő különbség az éjszakai és nappali Vénusz oldal között. A felszíni szelek a szondák mérései szerint igen lassúak, viszont a légkör sűrűsége miatt jelentős erőt képviselnek, így jelentős mennyiségű port és kisebb köveket is felkaphatnak. A sűrű CO2 réteg felett, vékonyabb és főleg kén-dioxid és kénsav tartalmú cseppekből álló felhőréteg van, ami a ráeső napfény mintegy 60%-át visszaveri, ez az oka, hogy a Vénusz felszínét optikai tartományban nem láthatjuk. A magasabban lévő, de könnyebb felhőrétegek 300 km/h-s sebességgel körbejárják a bolygót. Ez hatalmas sebességű globális orkán erejű szél, a felszíni tengelyforgásnál 60x gyorsabb, így a Vénusz felhőzete sokkal gyorsabban – 4-5 földi nap alatt – körbefut a bolygón, mint ahogy az forog. Ez az ún. szuper-rotáció jelensége. A szelek 65-72 km magasságban a leggyorsabbak és az éjszakai oldalon kaotikusabbak, mint a nappalin.

Egyes cikkek szerint a Vénusz pár milliárd évvel ezelőtt sokkal jobban hasonlított a Földre, mint napjainkban, sőt megmaradhatott a folyékony, párolgó víz is rajta. A párolgás egy idő után öngerjesztővé vált és emiatt megnövekedett az üvegházhatást fokozó gázok mennyisége, amit ma is láthatunk a légkörében.

Földi megfigyelések

Egészen a XX. századig alig tudtunk valamit a bolygóról, annak felszínéről, a távcsőben csupán jellegtelen, egybefüggő alig kontrasztos szerkezetet mutató és mindent eltakaró felhőtakarója miatt. A változást a szűrős -főként UV -, spektroszkópia és radar vizsgálatok hoztak. Az 1920-as években Frank E. Ross észrevette, hogy UV szűrős fotókon sokkal több részlet látszik, mint a látható fényben vagy infravörös tartományokban készülteken. A neves csillagász Vesto Slipher vizsgálta először - spektroszkópiailag - a Vénusz forgását, ő úgy találta, hogy mivel mérhető Doppler-eltolódást nem észlelt így annak nagyon hosszú periódusúnak kell lennie. Ezt végül az 1950-es években pontosították, amikor is meglepő adatot kaptak, ugyanis a bolygó retrográd forgású, azaz fordítva forog, mint a többi bolygó. Ennek oka ma még teljesen nem ismert, egy nagyon korai időszakra visszavezethető ütközést gyanítanak a háttérben.

A bolygó radarral történő vizsgálata az 1960-as években indult, ekkor derült ki a nagyon lassú forgási idő. A híres Arecibó-i rádiótávcsővel 1970-ben már felszíni részleteket sikerült kapni, a visszavert radarvisszhang két nagyobb területet jelzett, melyet akkor Alpha és Beta régióknak neveztek el, egy harmadik volt a Maxwell hegység.  A vizsgálatokat gátolja, hogy ezzel a módszerrel a legjobb radar felbontás is csupán 5 km-es.

Űrszondás vizsgálatok

Az első űreszköz ami megközelítette a Vénuszt az 1961-es szovjet Venyera-1 volt, ami 100 000 km-re volt legközelebb hozzá, a kapcsolat azonban megszakadt vele. 1962-63-ban az amerikai Mariner-2 volt az első űreszköz ami méréseket végzett egy másik bolygó közelében, e szerint a Vénuszt nagyon forró felhők takarják. 1965-ben A venyera-3 szállt le elsőként a felszínre, de mivel megszakadt vele a kapcsolat így tudományos adatokat nem továbbított felénk. A Venyera-4 1967-ben ereszkedés közben már mérési adatokat küldött, így szerezhettünk elsőként tudomást a hatalmas nyomás és hőmérsékleti viszonyokról. A Venyera-7 1970-ben leszállt a felszínre, ahonnan 23 percen keresztül nyomás, hőmérséklet, egyéb adatokat továbbított. A Venyera-8 hasonló adatai 1972-ből: felszíni hőmérséklet 470+/-8 °C, a nyomás 9+/-0,2 MPa, a talaj összetétele: 4% kálium, 0,0002% urán és 0,00065% tórium (ez hasonlít a földi gránitéhoz, tehát magmás). Megvilágítottság: a napfény egy része átjut a Vénusz több tíz km vastag felhőrétegén. 1975 Venyera-9 első képek a Vénusz felszínéről. Eredményei: „A rádiólokációs vizsgálatok kimutatták, hogy a Vénusz felszínén egyes területek még a Hold medencéinél is egyenletesebbek, de felfedeztek több kilométer szintkülönbséget mutató hegyes vidékeket is. A szélmérések bizonyították, hogy a felhőrétegek szuperrotációt végeznek, azaz 4 nap alatt körbekerülik a bolygót. Ez 100 m/s-os sebességet jelent. A felszíni szélmérések 0,4–1,3 m/s sebességű szelet jeleztek, ennek mértéke azonban a magassággal erősen növekszik: 40–50 km-en a szél elérheti a másodpercenkénti 50–60 méteres sebességet is. Már korábban is feltételezték, hogy a felszíni rendkívül magas hőmérséklet oka az üvegházhatás. Ezt most bizonyítani is tudták, hiszen a leszálló egység műszerei kimutatták, hogy a napfény eléri a bolygó felszínét, tehát a kisebb hullámhosszú fénysugárzást átengedi a légkör, de a nagyobb hullámhosszú hősugárzást már nem. További vizsgálatok, melynek során a napszél és a Vénusz kölcsönhatását elemezték, kimutatták, hogy a bolygónak nincs jelentős belső eredetű mágneses tere.” Wiki

1982 Venyera-13 első színes képek a felszínről, egy évvel később a Venyera-15 feltérképezi radarjával a felszínt. 1985 a Halley-üstököshöz tervezett hibrid szondák a Vega-1 és 2 volt, leszálló egységeik és légkörben repülő ballonra függesztett szondáik voltak, melyek a légkör meteorológiai viszonyait mérték sikeresen.

1989-1994 A NASA Magellan szondája 4 éven keresztül radarral részletesen (985) feltérképezte a felszínt és 95%-ban gravitációs térképeket készített, majd végül belevezették a légkörébe.

2006-2014 között működött az ESA Venus Express szondája melyet a Mars Express tartalék műszereiből építettek meg. Legfontosabb eredményei: A bolygó geológiailag még aktív, 5-10 km vtg. ózonrétege van, ezen kívül feltérképezték a plazma szerkezetét.