Astronomie

Jaká je barva Venuše, pokud nemá atmosféru?

Jaká je barva Venuše, pokud nemá atmosféru?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Mars vypadá červeně a Merkur šedě, protože jim chybí hustá atmosféra a my můžeme snadno vidět jejich „skutečnou barvu“, co takhle Venuše? Je povrch Venuše opravdu nažloutlý?


Podle webové stránky Laboratoře planetární obývatelnosti University of Puerto Rico: The Real Colors of Venus without the Clouds, did the following:

Kombinovali jsme radarovou topografii a emisivitu, abychom vytvořili povrchovou strukturu za předpokladu zobecněného složení čediče se šedými až světle hnědými tóny, v závislosti na obsahu železa a síry. Na obrázcích jsme také zahrnovali účinek „oranžové oblohy“ Venuše, a tak její povrch získal tmavěji hnědý vzhled

Jako na obrázku níže. Podle modelu, který vědci vytvořili, to navíc tvrdí

Pod bílým světlem by měl povrch vypadat šedavě a měl by se více podobat Měsíci.

Kromě toho web také zobrazuje fiktivní mapu Venuše se 70% povrchové vody.


Jaká je barva Venuše, pokud nemá atmosféru? - Astronomie

Pokrok ve vědě přichází pokládáním cihel na cihly, nikoli náhlým stavěním pohádkových paláců.
- J. S. Huxley

Astronomové označují Venuše jako sesterskou planetu Země. Oba jsou si podobné velikostí, hmotností, hustotou a objemem. Oba vznikly přibližně ve stejnou dobu a kondenzovaly ze stejné mlhoviny. Během několika posledních let však vědci zjistili, že příbuznost zde končí. Venuše se od Země velmi liší. Nemá žádné oceány a je obklopen těžkou atmosférou složenou převážně z oxidu uhličitého s prakticky žádnou vodní párou. Jeho mraky jsou složeny z kapiček kyseliny sírové. Na povrchu je atmosférický tlak 92krát vyšší než tlak zemského na úrovni hladiny moře.

Venuše je spálená s povrchovou teplotou asi 482 & # 176 C (900 & # 176 F). Tato vysoká teplota je primárně způsobena uprchlým skleníkovým efektem způsobeným těžkou atmosférou oxidu uhličitého. Sluneční světlo prochází atmosférou a ohřívá povrch planety. Teplo vyzařuje, ale je zachyceno hustou atmosférou a nesmí unikat do vesmíru. Díky tomu je Venuše žhavější než Merkur.

Den Venuše je 243 pozemských dní a je delší než jeho rok 225 dnů. Kupodivu se Venuše otáčí z východu na západ. Pozorovateli na Venuši vychází Slunce na západě a zapadá na východě.

Hustá oblačnost Venuše donedávna bránila vědcům v odhalování geologické povahy povrchu. Vývoj radarových dalekohledů a radarových zobrazovacích systémů obíhajících kolem planety umožnil vidět skrz mrakodrap na povrch pod ním. Čtyři z nejúspěšnějších misí při odhalování povrchu Venuše jsou mise NASA Pioneer Venus (1978), mise Sovětského svazu Venera 15 a 16 (1983-1984) a mise radarového mapování Magellan NASA (1990-1994). Když tyto kosmické lodě začaly mapovat planetu, objevil se nový obraz Venuše.

Povrch Venuše je geologicky relativně mladý. Zdá se, že byl úplně obnoven před 300 až 500 miliony let. Vědci diskutují o tom, jak a proč k tomu došlo. Venušanská topografie se skládá z rozsáhlých plání pokrytých lávovými proudy a horských nebo horských oblastí deformovaných geologickou činností. Maxwell Montes v Ishtar Terra je nejvyšším vrcholem Venuše. Vysočina Aphrodite Terra sahá téměř do poloviny rovníku. Magellanovy snímky horských oblastí nad 2,5 kilometru jsou neobvykle jasné, charakteristické pro vlhkou půdu. Kapalná voda však na povrchu neexistuje a nemůže odpovídat za světlé vysočiny. Jedna teorie naznačuje, že jasný materiál může být složen z kovových sloučenin. Studie ukázaly, že materiálem může být pyrit železa (také známý jako „blázni zlato“). Na pláních je nestabilní, ale na vysočině by byla stabilní. Materiálem by mohl být také nějaký druh exotického materiálu, který by poskytoval stejné výsledky, ale při nižších koncentracích.

Venuše je zjizvena četnými impaktní krátery náhodně rozloženými po jejím povrchu. Malé krátery menší než 2 kilometry (1,2 míle) téměř neexistují kvůli těžké atmosféře Venuše. Výjimka nastává, když se velké meteority rozbijí těsně před dopadem a vytvoří shluky kráterů. Sopky a vulkanické prvky jsou ještě početnější. Nejméně 85% povrchu Venuše je pokryto vulkanickou horninou. Hughovy lávové proudy, rozprostírající se na stovky kilometrů, zaplavily nížiny a vytvářely obrovské pláně. Více než 100 000 malých štítových sopek tečkuje po povrchu spolu se stovkami velkých sopek. Toky ze sopek vyprodukovaly dlouhé klikaté kanály táhnoucí se stovky kilometrů, z nichž jeden se táhl téměř 7 000 kilometrů (4300 mil).

Na Venuši se nacházejí obrovské kaldery o průměru více než 100 kilometrů (62 mil). Pozemní kaldery mají obvykle průměr jen několik kilometrů. Několik charakteristických rysů Venuše zahrnuje korony a pavoukovce. Coronae jsou velké kruhové až oválné prvky, obklopené útesy a jsou stovky kilometrů široké. Jsou považovány za povrchový výraz upwellingu pláště. Archnoidi jsou kruhové až protáhlé rysy podobné koronám. Mohly být způsobeny prosakováním roztavené horniny do povrchových lomů a vytvářením systémů vyzařujících hrází a lomů.

Statistiky Venuše
Hmotnost (kg)4,869 e + 24
Hmotnost (Země = 1).81476
Rovníkový poloměr (km)6,051.8
Rovníkový poloměr (Země = 1).94886
Střední hustota (gm / cm ^ 3)5.25
Průměrná vzdálenost od Slunce (km)108,200,000
Střední vzdálenost od Slunce (Země = 1)0.7233
Rotační období (dny)-243.0187
Oběžná doba (dny)224.701
Střední orbitální rychlost (km / s)35.02
Orbitální výstřednost0.0068
Náklon osy (stupně)177.36
Orbitální sklon (stupně)3.394
Rovníková povrchová gravitace (m / s ^ 2)8.87
Rovníková úniková rychlost (km / s)10.36
Vizuální geometrické albedo0.65
Velikost (Vo)-4.4
Střední povrchová teplota482 & # 176C
Atmosférický tlak (bary)92
Atmosférické složení

Stopové množství: Oxid siřičitý, vodní pára,
oxid uhelnatý, argon, hélium, neon,
chlorovodík a fluorovodík.

Venuše s viditelným a radarovým osvětlením
Tento obrázek ukazuje dvě různé perspektivy Venuše. Vlevo je mozaika snímků pořízených sondou Mariner 10 5. února 1974. Obrázek ukazuje husté pokrytí mraků, které brání optickému pozorování povrchu planety. Povrch Venuše zůstal skrytý až do roku 1978, kdy dorazila kosmická loď Pioneer Venus 1 a 4. prosince vyšla na oběžnou dráhu kolem planety. Kosmická loď použila radar k mapování povrchu planety a odhalila novou Venuši. Později v srpnu 1990 dorazila sonda Magellan do Venuše a zahájila svoji rozsáhlou misi na mapování planet. Tato mise vytvořila radarové snímky s rozlišením až 300 metrů na pixel. Pravý snímek ukazuje vykreslení Venuše z radarových snímků Pioneer Venus a Magellan. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Vnitřek Venuše
Tento obrázek ukazuje výřez možné vnitřní struktury Venuše. Obrázek byl vytvořen z Marineru 10 obrázků použitých pro vnější atmosférickou vrstvu. Povrch byl převzat z radarových snímků Magellan. Vnitřní charakteristiky Venuše jsou odvozeny z měření gravitačního pole a magnetického pole pomocí Magellana a předchozích kosmických lodí. Kůra je zobrazena jako tmavě červená, plášť jako světlejší oranžově červený a jádro žluté. Více . (Copyright Calvin J. Hamilton)

Mariner 10 Obrázek Venuše
Tento krásný snímek Venuše je mozaikou tří snímků pořízených sondou Mariner 10 5. února 1974. Ukazuje husté pokrytí mraků, které brání optickému pozorování povrchu Venuše. Pouze prostřednictvím radarového mapování je povrch odhalen. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Galileo Obrázek Venuše
10. února 1990 získala kosmická loď Galileo tento obraz Venuše. Je vidět pouze hustá oblačnost. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Hubbleův snímek Venuše
Toto je Hubbleův kosmický dalekohled s ultrafialovým světlem planety Venuše, pořízený 24. ledna 1995, kdy byla Venuše ve vzdálenosti 113,6 milionů kilometrů od Země. Na ultrafialových vlnových délkách jsou cloudové vzory charakteristické. Zejména v blízkosti rovníku je vidět horizontální mrak ve tvaru písmene „Y“. Polární oblasti jsou jasné a pravděpodobně ukazují zákal malých částic překrývajících hlavní mraky. Tmavé oblasti ukazují umístění zvýšeného oxidu siřičitého v blízkosti vrcholků mraků. Z předchozích misí astronomové věděli, že tyto vlastnosti cestují spolu s převládajícími větry Venuše na východ na západ, aby za čtyři dny vytvořili kompletní okruh kolem planety. (Uznání: L. Esposito, University of Colorado, Boulder a NASA)

Polokulovitý pohled na Venuše
Tento hemisférický pohled na Venuše, jak jej odhaluje více než deset let radarových vyšetřování vrcholících v misi Magellan v letech 1990–1994, je soustředěn na 0 stupňů východní délky. Efektivní rozlišení tohoto obrázku je asi 3 kilometry. Byl zpracován s cílem zlepšit kontrast a zdůraznit malé rysy a byl barevně odlišen, aby představoval elevaci. (Se svolením NASA / USGS)

Venuše mapa
Tento obrázek je Mercatorovou projekcí venuské topografie. Mnoho z různých regionů bylo označeno. Mapa sahá od -66,5 do 66,5 stupňů zeměpisné šířky a začíná na 240 stupňů zeměpisné délky. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Venušanská topografická mapa
Toto je další Mercatorova projekce venuské topografie. Mapa sahá od -66,5 do 66,5 stupňů zeměpisné šířky a začíná na 240 stupňů zeměpisné délky. K dispozici je také černobílá verze tohoto obrázku. (Zdvořilost A. Tayfun Oner)

Gula Mons a kráter Cunitz
V tomto trojrozměrném perspektivním pohledu na povrch Venuše je zobrazena část západní Eistla Regio. Vyhlídka se nachází 1310 kilometrů (812 mil) jihozápadně od Gula Mons v nadmořské výšce 0,78 kilometru (0,48 míle). Pohled je na severovýchod a na obzoru se objevuje Gula Mons. Gula Mons, 3 kilometry vysoká sopka, se nachází přibližně na 22 stupních severní šířky a 359 stupních východní délky. Impaktní kráter Cunitz, pojmenovaný pro astronomku a matematičku Marii Cunitz, je viditelný ve středu obrázku. Kráter má průměr 48,5 kilometru a je 215 kilometrů od polohy diváka. (Se svolením NASA / JPL)

Eistla Regio - Rift Valley
V tomto trojrozměrném perspektivním pohledu na povrch Venuše je zobrazena část západní Eistla Regio. Vyhlídka se nachází 725 kilometrů jihovýchodně od Gula Mons. Trhlina údolí, zobrazené v popředí, sahá až k základně sopky Gula Mons, vysoké 3 kilometry (1,86 míle). Tento pohled je obrácen na severozápad a vpravo na obzoru se objevuje Gula Mons. Vlevo od Gula Mons se v pozadí objevuje sopka Sif Mons o průměru 300 kilometrů (180 mil) a výšce 2 kilometry (1,2 míle). (Se svolením NASA / JPL)

Eistla Regio
V tomto trojrozměrném perspektivním pohledu na povrch Venuše je zobrazena část západní Eistla Regio. Vyhlídka se nachází 1100 kilometrů severovýchodně od Gula Mons v nadmořské výšce 7,5 kilometru. Lávové toky sahají stovky kilometrů přes rozbité pláně zobrazené v popředí až k základně Gula Mons. Tento pohled směřuje na jihozápad a vlevo pod obzorem se objevuje Gula Mons. Napravo od Gula Mons se objeví Sif Mons. Vzdálenost mezi Sif Mons a Gula Mons je přibližně 730 kilometrů (453 mil). (Se svolením NASA / JPL)

Lakshmi Planum
Jižní sráz a provincie povodí západní Ishtar Terra jsou zobrazeny v tomto trojrozměrném perspektivním pohledu. Western Ishtar Terra je přibližně tak velká jako Austrálie a je hlavním zaměřením magellanovských vyšetřování. Vysočinský terén je soustředěn na 2,5 km až 4 km vysoké náhorní plošině Lakshmi Planum, kterou lze vidět na dálku vpravo. Zde povrch náhorní plošiny strmě klesá do hraničních nížin se strmými svahy, které přes 50 km přesahují 5%. (Se svolením NASA / JPL)

Trojrozměrný perspektivní pohled na Alpha Regio
V tomto trojrozměrném perspektivním pohledu na povrch Venuše je zobrazena část Alpha Regio. Alpha Regio, topografická vrchovina o průměru přibližně 1300 kilometrů, je soustředěna na 25 stupňů jižní šířky a 4 stupně východní délky. V roce 1963 byla Alpha Regio první funkcí na Venuši, která byla identifikována ze zemského radaru. Radarově jasná oblast Alpha Regio se vyznačuje několika sadami protínajících se trendů strukturálních rysů, jako jsou hřebeny, žlaby a zlomová údolí s rovnou podlahou, které společně tvoří polygonální obrys. Přímo na jih od komplexního vyvýšeného terénu je velký vejčitý útvar jménem Eva. Radarově jasná skvrna umístěná centrálně uvnitř Evy označuje polohu nultého poledníku Venuše. (Se svolením NASA / JPL)

Arachnoidi
Arachnoidi jsou jedním z nejpozoruhodnějších rysů na Venuši. Jsou vidět na radarově temných pláních v této magellanské obrazové mozaice oblasti Fortuna. Jak název napovídá, pavoukovci jsou kruhové až vejčité útvary se soustřednými prstenci a komplexní sítí zlomenin táhnoucích se směrem ven. Velikost arachnoidů se pohybuje od přibližně 50 kilometrů (29,9 mil) do 230 kilometrů (137,7 mil) v průměru. Arachnoidi mají podobnou formu, ale obecně menší než coronae (kruhové vulkanické struktury obklopené množinou hřebenů a rýh a radiálních čar). Jedna teorie týkající se jejich původu je, že jsou předchůdcem tvorby koron. Radarově jasné čáry táhnoucí se po mnoho kilometrů mohly být výsledkem nárůstu magmatu z vnitřku planety, který tlačil na povrch a vytvářel „praskliny“. Radarově jasné lávové proudy jsou přítomny na 1. a 3. snímku, což také svědčí o vulkanické aktivitě v této oblasti. Některé z těchto zlomenin protínají tyto toky, což naznačuje, že toky nastaly dříve, než se zlomeniny objevily. Takové vztahy mezi různými strukturami poskytují dobrý důkaz pro relativní věkové datování událostí. (Se svolením NASA / JPL)

Rovnoběžky
Jsou viditelné dvě skupiny paralelních prvků, které se protínají téměř v pravých úhlech. Pravidelnost tohoto terénu vedla vědce k tomu, aby jej přezdívali terénní papír. Slabší lineace jsou rozmístěny v intervalech přibližně 1 kilometr a přesahují hranice obrazu. Jasnější a dominantnější lineace jsou méně pravidelné a zdá se, že začínají a končí tam, kde protínají slabší lineace. Zatím není jasné, zda tyto dvě sady lineací představují chyby nebo zlomeniny, ale v oblastech mimo obraz jsou světlé lineace spojeny s krátery jámy a jinými vulkanickými rysy. (Se svolením Calvin J. Hamilton)

Povrchové fotografie z Venery 9 a 10
Sovětská kosmická loď Venera 9 a 10 byla vypuštěna 8. a 14. června 1975, aby provedla bezprecedentní: umístění přistávacích modulů na povrch Venuše a návrat snímků. Lander Venera 9 (nahoře) přistál na povrchu Venuše 22. října 1975 v 5:13 UT, asi 32 & # 176 S, 291 & # 176 E se sluncem blízko zenitu. Fungovalo to 53 minut, což umožnilo návrat jediného obrázku. Venera 9 přistála na svahu skloněném asi o 30 stupňů k vodorovné rovině. Bílý objekt ve spodní části obrázku je součástí přistávacího modulu. Zkreslení je způsobeno zobrazovacím systémem Venera. Úhlové a částečně zvětralé horniny, asi 30 až 40 cm široké, dominují krajině, mnohé částečně zakopané v půdě. Horizont je viditelný v levém horním a pravém rohu.

Lander Venera 10 (dole) se dotkl povrchu Venuše 25. října 1975 v 5:17 UT, asi 16 & # 176 S, 291 & # 176 E. Lander byl nakloněn asi o 8 stupňů. Tento obraz vrátil během 65 minut provozu na povrchu. Slunce bylo během této doby blízko zenitu a osvětlení bylo podobné tomu na Zemi v zataženém letním dni. Objekty ve spodní části obrazu jsou části kosmické lodi. Obrázek ukazuje ploché kamenné desky, částečně pokryté jemnozrnným materiálem, ne nepodobné vulkanické oblasti na Zemi. Velká deska v popředí se rozprostírá přes 2 metry.

Ford, John P. a kol. Průvodce po interpretaci obrazu Magellan. Publikace JPL 93-24, 1993.

Robinson, Cordula. „Magellan odhaluje Venuše.“ Astronomy, 32-41, únor 1995.


Fakta o Venuši:

Za prvé, jak velký je? Venuše má poloměr 6 052 kilometrů, což je zhruba tak velké jako Země, ale o něco menší. [1] Má podobnou velikost, ale jeho hmotnost je 81,5% Země a # 8217.

Nejpozoruhodnější a nejzajímavější věcí na Venuši je atmosféra. Atmosféra je 96,5% oxidu uhličitého, přičemž zbývající část 3,5% tvoří dusík. [2] Hustá atmosféra Venuše je jedním z nejlepších příkladů skleníkového efektu. Zachycuje sluneční záření a způsobuje, že Venuše má nejvyšší teplotu ze všech planet ve sluneční soustavě. Povrchová teplota stoupne nad 880 stupňů Fahrenheita (470 stupňů Celsia). I když je to nejteplejší planeta, mnoho vrstev atmosféry má vrstvy s různými teplotami. Asi 30 mil od povrchu planety je teplota podobná Zemi & # 8217. [1] Kupodivu v ostrém kontrastu, ve výšce asi 125 kilometrů nad povrchem zaznamenala sonda Venus Express, teplota klesla na chladných -175 ° C [3] Tato atmosféra je tak hustá, že atmosférický tlak je devadesát krát Země.

© 2005 Pearson Prentice Hall, Inc.

Stejná atmosféra a silné mraky jsou příčinou tolika potíží s pořizováním fotografií, které za minutu pojedu. Následující dvě sady dat ukazují rozdíl mezi první atmosférou Země a # 8217 a Venuší.

Spektrum absorpce syntetické atmosféry. Autor díla a společnost Hitran o webovém informačním systému, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=20649351 Spektrum absorpce syntetické atmosféry. Autor díla a společnost Hitran ve webovém informačním systému, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=20649351

Povrch je docela neplodný a kamenitý, fotografie se kvůli extrémnímu teplu obtížně získávají z povrchu planety a # 8217. Sondy trvají krátkou dobu, než se přehřejí a přestanou fungovat. Zde je několik fotografií povrchu:

Povrch Venuše z pohledu kosmické lodi Venera 13.
Image credit Ruská letecká a kosmická agentura, nyní známá jako Roscosmos State Corporation

Povrch Venuše z pohledu kosmické lodi Venera 13. Horní obrázek ukazuje skutečnou barvu povrchu.Tento oranžový odstín je způsoben oblačností a tím, jak filtruje světlo na povrch, tak by to vypadalo, kdybyste tam stáli. Spodní fotografie ukazuje, jak by vypadal povrch, kdyby byl za světelných podmínek Země & # 8217s.

povrchový obrázek & # 8211 Image credit: Russian Aviation and Space Agency, now known as the Roscosmos State Corporation

Jak to zní? Rusové poslali na planetu sérii sond Venra a podle toho, co jsem dokázal odhalit, byla nainstalována Venra 14 s mikrofonem. toto je první sonda, která zaznamenává zvuky z jiné rostliny v našem dosahu sluchu. Propojuji zde zvukový odkaz.

Horní atmosférické větry jsou docela silné. Větry byly zaznamenány rychlostí asi 360 kilometrů za hodinu. Tyto rychle se pohybující mraky osvětlují atmosférické blesky. Rychlosti v oblacích se snižují s výškou mraků a na povrchu se odhaduje na pouhých několik mil za hodinu.

Planeta má slabé magnetické pole díky své pomalé rotaci, přestože má železné jádro. Nemá měsíce ani kroužky. . . [1]

Je zobrazena povrchová výška Venuše. Nejnižší oblasti jsou označeny fialovou barvou, střední výšky zelenou barvou a nejvyšší části žlutou barvou. Šedé části jsou tam, kde mapování pomocí Magellanovy sondy nebylo úplné. Obrazový kredit NASA.

Venuše obíhá stejným směrem, ale planeta rotuje naproti Zemi. Venuše a Uran se otáčejí opačným směrem než ostatní planety. [4]

Oběžná dráha Venuše
Image credit: Autor Lookang, mnohokrát děkuji autorovi původní simulace = Toddu K. Timberlakeovi autorovi Easy Java Simulation = Francisco Esquembre (vlastní práce) [CC BY-SA 3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/ 3,0)% 5D, prostřednictvím Wikimedia Commons


Venuše Úvod

Venuše, klenot oblohy, kdysi poznali starověcí astronomové jako ranní a večerní hvězdu. První astronomové si kdysi mysleli, že Venuše jsou dvě samostatná těla. Venuše, která je pojmenována po římské bohyni lásky a krásy, je zahalena hustou vířící oblačností.

Astronomové označují Venuše jako sesterskou planetu Země. Oba jsou si podobné velikostí, hmotností, hustotou a objemem. Oba vznikly přibližně ve stejnou dobu a kondenzovaly ze stejné mlhoviny. Během několika posledních let však vědci zjistili, že příbuznost zde končí. Venuše se od Země velmi liší. Nemá žádné oceány a je obklopen těžkou atmosférou složenou převážně z oxidu uhličitého s prakticky žádnou vodní párou. Jeho mraky jsou složeny z kapiček kyseliny sírové. Na povrchu je atmosférický tlak 92krát vyšší než tlak zemského na úrovni hladiny moře.

Venuše je spálená s povrchovou teplotou asi 482 & # 176 C (900 & # 176 F). Tato vysoká teplota je primárně způsobena uprchlým skleníkovým efektem způsobeným těžkou atmosférou oxidu uhličitého. Sluneční světlo prochází atmosférou a ohřívá povrch planety. Teplo vyzařuje, ale je zachyceno hustou atmosférou a nesmí unikat do vesmíru. Díky tomu je Venuše žhavější než Merkur.

Den Venuše je 243 pozemských dní a je delší než jeho rok 225 dnů. Kupodivu se Venuše otáčí z východu na západ. Pozorovateli na Venuši vychází Slunce na západě a zapadá na východě.

Hustá oblačnost Venuše donedávna bránila vědcům v odhalování geologické povahy povrchu. Vývoj radarových dalekohledů a radarových zobrazovacích systémů obíhajících kolem planety umožnil vidět skrz mrakodrap na povrch pod ním. Čtyři z nejúspěšnějších misí při odhalování povrchu Venuše jsou mise NASA Pioneer Venus (1978), mise Sovětského svazu Venera 15 a 16 (1983-1984) a mise radarového mapování Magellan NASA (1990-1994). Když tyto kosmické lodě začaly mapovat planetu, objevil se nový obraz Venuše.

Povrch Venuše je geologicky relativně mladý. Zdá se, že byl úplně obnoven před 300 až 500 miliony let. Vědci diskutují o tom, jak a proč k tomu došlo. Venušanská topografie se skládá z rozsáhlých plání pokrytých lávovými proudy a horských nebo horských oblastí deformovaných geologickou činností. Maxwell Montes v Ishtar Terra je nejvyšším vrcholem Venuše. Vysočina Aphrodite Terra sahá téměř do poloviny rovníku. Magellanovy snímky horských oblastí nad 2,5 kilometru jsou neobvykle jasné, charakteristické pro vlhkou půdu. Kapalná voda však na povrchu neexistuje a nemůže odpovídat za světlé vysočiny. Jedna teorie naznačuje, že jasný materiál může být složen z kovových sloučenin. Studie ukázaly, že materiálem může být pyrit železa (také známý jako & quotools gold & quot). Na pláních je nestabilní, ale na vysočině by byla stabilní. Materiálem by mohl být také nějaký druh exotického materiálu, který by poskytoval stejné výsledky, ale při nižších koncentracích.

Venuše je zjizvena četnými impaktní krátery náhodně rozloženými po jejím povrchu. Malé krátery menší než 2 kilometry (1,2 míle) téměř neexistují kvůli těžké atmosféře Venuše. Výjimka nastává, když se velké meteority rozbijí těsně před dopadem a vytvoří shluky kráterů. Sopky a vulkanické prvky jsou ještě početnější. Nejméně 85% povrchu Venuše je pokryto vulkanickou horninou. Hughovy lávové proudy, rozprostírající se na stovky kilometrů, zaplavily nížiny a vytvářely obrovské pláně. Více než 100 000 malých štítových sopek tečkuje po povrchu spolu se stovkami velkých sopek. Toky ze sopek vyprodukovaly dlouhé klikaté kanály táhnoucí se stovky kilometrů, z nichž jeden se táhl téměř 7 000 kilometrů (4300 mil).

Na Venuši se nacházejí obrovské kaldery o průměru více než 100 kilometrů (62 mil). Pozemní kaldery mají obvykle průměr jen několik kilometrů. Několik charakteristických rysů Venuše zahrnuje korony a pavoukovce. Coronae jsou velké kruhové až oválné prvky, obklopené útesy a jsou stovky kilometrů široké. Jsou považovány za povrchový výraz upwellingu pláště. Archnoidi jsou kruhové až protáhlé rysy podobné koronám. Mohly být způsobeny prosakováním roztavené horniny do povrchových lomů a vytvářením systémů vyzařujících hrází a lomů.

  • Pohled umělce na Venuše - AVI, 4M.
  • Film rotace Země / Venuše - AVI, 1M. (Se svolením NASA / JPL)
  • Magellan - Mapování planety Venuše - AVI, 10 mil. (Se svolením NASA / JPL)
  • Flight over Western Atla Regio - AVI, 7M caption. (Se svolením NASA / JPL)
  • Flight over Artemis - AVI, 11M Large AVI, 23M caption. (Se svolením NASA / JPL)
  • Flight over Alpha Regio - AVI, 8M caption. (Se svolením NASA / JPL)
  • Flight over Western Eistla Regio - AVI, 3.3M AVI, 7.6M Large AVI, 15M caption. (Se svolením NASA / JPL)
  • Rotující glóbus Venuše - FLI, titulek 1,5 milionu. (Se svolením NASA / JPL)
  • Další rotující glóbus Venuše MPEG, 296 tis.
  • Dramatický pohled na Měsíc s Venuší v dálce - MPEG, 83 tis. (Zdvořilostní námořní výzkumná laboratoř)

Mariner 10 Obrázek Venuše (GIF, 378K)
Tento krásný snímek Venuše je mozaikou tří snímků pořízených sondou Mariner 10 5. února 1974. Ukazuje husté pokrytí mraků, které brání optickému pozorování povrchu Venuše. Pouze prostřednictvím radarového mapování je povrch odhalen. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Obrázek Venuše z Galileo (GIF, 73 kB)
10. února 1990 získala kosmická loď Galileo tento obraz Venuše. Je vidět pouze hustá oblačnost. (Uznání: Calvin J. Hamilton)

Hubbleův snímek Venuše (GIF, 100K TIF, titulek 1M)
Toto je Hubbleův kosmický dalekohled s ultrafialovým světlem planety Venuše, pořízený 24. ledna 1995, kdy byla Venuše ve vzdálenosti 113,6 milionů kilometrů od Země. Na ultrafialových vlnových délkách jsou cloudové vzory charakteristické. Zejména v blízkosti rovníku je vidět horizontální mrak ve tvaru "Y". Polární oblasti jsou jasné a pravděpodobně ukazují zákal malých částic překrývajících hlavní mraky. Tmavé oblasti ukazují umístění zvýšeného oxidu siřičitého v blízkosti vrcholků mraků. Z předchozích misí astronomové věděli, že tyto vlastnosti cestují spolu s převládajícími větry Venuše na východ na západ, aby za čtyři dny vytvořili kompletní okruh kolem planety. (Uznání: L. Esposito, University of Colorado, Boulder a NASA)

Venuše (GIF, 313 kB)
Toto je globální pohled na povrch Venuše se středem na 180 stupňů východní délky. Simulovaná barva se používá ke zlepšení struktury v malém měřítku. (Se svolením NASA / JPL)

Pět globálních zobrazení (GIF, 249K GIF, titulek 2M)
V těchto pěti globálních pohledech se zobrazuje povrch Venuše. Střední obraz (A) je vycentrován na severní pól Venuše. Další čtyři snímky jsou soustředěny kolem rovníku Venuše na (B) 0 stupňů zeměpisné délky, (C) 90 stupňů východní délky, (D) 180 stupňů a (E) 270 stupňů východní délky. Světlou oblastí poblíž centra v polárním pohledu je Maxwell Montes, nejvyšší pohoří Venuše. Ovda Regio je vycentrováno na (C) 90 ° východní délky pohledu. Atla Regio je vidět prominentně v pohledu (D) 180 východní délky. (Se svolením NASA / JPL)

Polokulovitý pohled na Venuše (GIF, 342K GIF, titulek 3M)
Tento hemisférický pohled na Venuše, jak jej odhaluje více než deset let radarových vyšetřování vrcholících v misi Magellan v letech 1990–1994, je soustředěn na 0 stupňů východní délky. Efektivní rozlišení tohoto obrázku je asi 3 kilometry. Byl zpracován s cílem zlepšit kontrast a zdůraznit malé rysy a byl barevně odlišen, aby představoval elevaci. (Se svolením NASA / JPL)

  • Pohled na střed na 90 ° zeměpisné délky. (Malý GIF, 208K GIF, titulek 3M)
  • Pohled na střed na zeměpisné šířce 180 & # 176E. (Malý GIF, 209K GIF, 3M)
  • Pohled vycentrovaný na 90 & # 176 W délky. (GIF, 3 miliony)
  • Pohled na severní pól. (Malý GIF, 323K GIF, 3M)
  • Pohled na jižní pól. (Malý GIF, 288K (GIF, 3M)

Venušanská mapa (označený TIF, 2M GIF, 534K neznačený TIF, 2M GIF, 535K)
Tento obrázek je Mercatorovou projekcí venuské topografie. Mnoho z různých regionů bylo označeno. Mapa sahá od -66,5 do 66,5 stupňů zeměpisné šířky a začíná na 240 stupňů zeměpisné délky. (Uznání: Calvin J. Hamilton)

Venusian Topography (GIF, 389K)
Tento obrázek je Mercatorovou projekcí venuské topografie. Vysočiny jako Ishtar Terra, Aphrodite Terra, Alpha Region a Beta Regio jsou zobrazeny žlutě a oranžově. Nízko položené oblasti jsou zobrazeny modře. (Se svolením NASA / JPL)

Válcová mapa Venuše (GIF, 269K GIF, titulek 4M)
Venuše je zobrazena na této jednoduché válcové mapě povrchu planety. Pravý a levý okraj obrázku je 240 stupňů východní délky. Horní a dolní část obrázku leží na 90 ° severní šířky a 90 ° jižní šířky. Světlou oblastí nahoře, vlevo od středu, je Maxwell Montes, nejvyšší pohoří na Venuši. Aphrodite Terra, velká horská oblast, se rozprostírá podél rovníku napravo od středu. Rozptýlené tmavé skvrny na tomto obrázku jsou halo obklopující některé z mladších impaktních kráterů. Tato globální datová sada odhaluje řadu kráterů v souladu s průměrným povrchovým věkem Venuše od 300 milionů do 500 milionů let. (Se svolením NASA / JPL)

Gula Mons a Crater Cunitz (GIF, 524K JPEG, 75K)
V tomto trojrozměrném perspektivním pohledu na povrch Venuše je zobrazena část západní Eistla Regio. Vyhlídka se nachází 1310 kilometrů (812 mil) jihozápadně od Gula Mons v nadmořské výšce 0,78 kilometru (0,48 míle). Pohled je na severovýchod a na obzoru se objevuje Gula Mons. Gula Mons, 3 kilometry vysoká sopka, se nachází přibližně na 22 stupních severní šířky a 359 stupních východní délky. Impaktní kráter Cunitz, pojmenovaný pro astronomku a matematičku Marii Cunitz, je viditelný ve středu obrázku. Kráter má průměr 48,5 kilometru a je 215 kilometrů od polohy diváka. (Se svolením NASA / JPL)

Eistla Regio - Rift Valley (GIF, 173K)
V tomto trojrozměrném perspektivním pohledu na povrch Venuše je zobrazena část západní Eistla Regio. Vyhlídka se nachází 725 kilometrů jihovýchodně od Gula Mons. Trhlina údolí, zobrazené v popředí, sahá až k základně sopky Gula Mons, vysoké 3 kilometry (1,86 míle). Tento pohled je obrácen na severozápad a vpravo na obzoru se objevuje Gula Mons. Vlevo od Gula Mons se v pozadí objevuje sopka Sif Mons o průměru 300 kilometrů (180 mil) a výšce 2 kilometry (1,2 míle). (Se svolením NASA / JPL)

Eistla Regio (GIF, 663K JPEG, 75K)
V tomto trojrozměrném perspektivním pohledu na povrch Venuše je zobrazena část západní Eistla Regio. Vyhlídka se nachází 1100 kilometrů severovýchodně od Gula Mons v nadmořské výšce 7,5 kilometru. Lávové toky sahají stovky kilometrů přes rozbité pláně zobrazené v popředí až k základně Gula Mons. Tento pohled směřuje na jihozápad a vlevo pod obzorem se objevuje Gula Mons. Napravo od Gula Mons se objeví Sif Mons. Vzdálenost mezi Sif Mons a Gula Mons je přibližně 730 kilometrů (453 mil). (Se svolením NASA / JPL)

Lakshmi Planum (GIF, 509 kB)
Jižní sráz a provincie povodí západní Ishtar Terra jsou zobrazeny v tomto trojrozměrném perspektivním pohledu. Western Ishtar Terra je přibližně tak velká jako Austrálie a je hlavním zaměřením magellanovských vyšetřování. Vysočinský terén je soustředěn na 2,5 km až 4 km vysoké náhorní plošině Lakshmi Planum, kterou lze vidět na dálku vpravo. Zde povrch náhorní plošiny strmě klesá do hraničních nížin se strmými svahy, které přes 50 km přesahují 5%. (Se svolením NASA / JPL)

Alpha Regio (GIF, 207K GIF, 209K)
Tyto obrázky ukazují Alpha Regio. Světlý lemovaný terén je řada koryt, hřebenů a zlomů, které jsou orientovány mnoha směry. Délka těchto funkcí se obvykle pohybuje od 10 kilometrů do 6,3 mil. Topografická nadmořská výška v rámci Alpha Regio se mění v rozmezí 4 kilometrů (2,5 míle). Místní topografická minima, jejichž obrysy jsou obecně řízeny strukturami v centrální oblasti, jsou relativně radarově temná a plná vulkanických láv. Průduchy zdroje pro tento vulkanismus se objevují jako světlé skvrny v jednotkách hladké planiny. (Se svolením NASA / JPL)

Arachnoidi (GIF, 194K GIF, 238K)
Arachnoidi jsou jedním z nejpozoruhodnějších rysů na Venuši. Jsou vidět na radarově temných pláních v těchto magellanských obrazových mozaikách oblasti Fortuna. Jak název napovídá, pavoukovci jsou kruhové až vejčité útvary se soustřednými prstenci a komplexní sítí zlomenin táhnoucích se směrem ven. Velikost arachnoidů se pohybuje od přibližně 50 kilometrů (29,9 mil) do 230 kilometrů (137,7 mil) v průměru. Arachnoidi mají podobnou formu, ale obecně menší než coronae (kruhové vulkanické struktury obklopené množinou hřebenů a rýh a radiálních čar). Jedna teorie týkající se jejich původu je, že jsou předchůdcem tvorby koron. Radarově jasné čáry táhnoucí se po mnoho kilometrů mohly být výsledkem nárůstu magmatu z vnitřku planety, který tlačil nahoru na povrch a vytvářel „praskliny“. „Radarově jasné lávové proudy jsou přítomny na 1. a 3. snímku, což také svědčí o sopečná činnost v této oblasti. Některé z těchto zlomenin protínají tyto toky, což naznačuje, že toky nastaly dříve, než se zlomeniny objevily. Takové vztahy mezi různými strukturami poskytují dobrý důkaz pro relativní věkové datování událostí. V současné době se pavoukovci vyskytují pouze na Venuši a nyní je lze podrobněji studovat pomocí radarových snímků s vysokým rozlišením (120 metrů / 0,07 míle) od Magellana. (Se svolením NASA / JPL)

Paralelní čáry (GIF, 561K)
Jsou viditelné dvě skupiny paralelních prvků, které se protínají téměř v pravých úhlech. Pravidelnost tohoto terénu vedla vědce k tomu, aby jej přezdívali terénní papír. Slabší lineace jsou rozmístěny v intervalech přibližně 1 kilometr a přesahují hranice obrazu. Jasnější a dominantnější lineace jsou méně pravidelné a zdá se, že začínají a končí tam, kde protínají slabší lineace. Zatím není jasné, zda tyto dvě sady lineací představují chyby nebo zlomeniny, ale v oblastech mimo obraz jsou světlé lineace spojeny s krátery jámy a jinými vulkanickými rysy. (Se svolením NASA / JPL)

Robinson, Cordula. „Magellan odhaluje Venuše.“ „Astronomy, 32-41, únor 1995.


Atmosféra

D. Porcelli, R.O. Pepin, in Treatise on Geochemistry, 2003

4.12.6 Původ ušlechtilých plynů na Venuši

Na Venuše se nezdá, že by se vzácné plyny velmi vyvíjely ze slunečních charakteristik. Velké množství elementárních prvků vzácných plynů je podobné solárním hodnotám, i když tato podobnost se netýká neonů, protože poměr 20 Ne / 36 Ar je nízký. Poměr 20 Ne / 22 Ne je nicméně blíže sluneční hodnotě. Venuše je také bohatá na plyn, přičemž absolutní množství argonu na Venuše převyšuje na Zemi faktor> 60. Výrazné rozdíly se suchozemskými atmosférickými vzácnými plyny jsou poněkud překvapivé, protože lze očekávat, že planety stejně velké a heliocentrické vzdálenosti získaly kompozičně podobné primární atmosféry z podobných zdrojů a utrpěly podobné evoluční procesy.

Podobnosti se solárními ušlechtilými plyny naznačují, že ty v atmosféře Venuše byly odvozeny buď z implantace narůstajících materiálů slunečním větrem, gravitačního zachycení nebulárních plynů nebo komet bohatých na těkavé látky. Při zvažování těchto zdrojů je třeba poznamenat, že nejen tyto mechanismy dodají Venuši i Zemi, ale také to, že silný tok EUV vyvozený pro generování ztrát ušlechtilého plynu ze Země a úpravu původně získaných zásob by také ovlivnil Venuši. Tok EUV, který řídí únik neonů v modelu Země popsaném v předchozí části, musí také současně ozařovat Venuše. Ukazuje se, že relativně slabý solární tok EUV potřebný ke ztrátě pouze neonů ze Země (po ztrátách z obrovských izotopů xenonů rozdělených na dopady) je na orbitální pozici Venuše stále dostatečně silný, aby z toho vedl odtok kryptonu a lehčích plynů poněkud menší a méně hustá planeta. Venusian xenon se však neztrácí a předpokládá se, že jeho neradiogenní izotopové složení se oproti původnímu složení nezmění. Vztah mezi ztrátovými historiemi Venuše a Země byl použit ke konstrukci modelu pro těkavý vývoj Venuše (Pepin, 1991, 1997). Výsledky ztráty izotopově sluneční a elementárně blízké sluneční prvotní atmosféry z Venuše vyvolané EUV jsou citlivé pouze na jeden z mála zbývajících nastavitelných parametrů modelování, jakmile byl vypočítán vývoj Země, počáteční H2 inventář.Frakční ztráta primární atmosféry vytváří sama o sobě přibližné shody s pozorovanými kompozicemi. Na rozdíl od Země tedy není nutná přítomnost složky, která je následně odplyněna z pevné planety a upravuje lehčí atmosférické izotopy ušlechtilého plynu, a zahrnovala by pouze skromné ​​frakce velkých současných atmosférických inventářů Venuše. i když objemové planetární koncentrace byly srovnatelné s těmi na Zemi. Použitím hydrodynamického únikového modelu a výpočtem zpět ze současných složení izotopů ušlechtilého plynu a relativních četností spadají počáteční elementární poměry charakterizující prelossovou atmosféru Venuše, které se získají, přímo do rozsahu odhadů vypočtených pro primární atmosféru před dopadem Země & # x27s ( Pepin, 1997). To zahrnuje poměr Xe / Kr poněkud vyšší než sluneční poměr a v důsledku počátečního zachycování solárních plynů. Podobnost mezi počáteční suchozemskou a Venušanskou atmosférou je silným ukazatelem toho, že ušlechtilé plyny na obou planetách se mohly vyvinout, zjevně zcela odlišným způsobem, ze stejných prvotních distribucí ve stejných typech primárních planetárních nádrží.

Zdá se, že hlavní těkavé látky na Venuši pocházejí z jiného zdroje než vzácné plyny. Izotopové složení vodíku a dusíku bylo původně podobné složení Země a dusík se nejeví jako odvozený od slunečního předchůdce. Jakmile byly stanoveny vlastnosti vzácných plynů Venuše, hlavní těkavé látky mohly být přidány jako pozdní dýha (Pepin, 1991), což zvyšuje poměr N / 36 Ar a vysvětluje podobnosti s hlavními těkavými látkami na Zemi. Stejně jako na Zemi, uhlík, dusík a voda mohly být přidány kometami nebo chondrity.


Jakou barvu má každá planeta?

Barvy pro vnitřní planety Merkur, Venuše, Země a Mars jsou šedé, žlutobílé, převážně modré se skvrnami jiných barev a červeno-oranžové, respektive vnější planety Jupiter, Saturn, Uran a Neptun mají barvy oranžové s bílými pruhy, světle žlutá, světle modrá a světle modrá. Merkur, který je planetě nejblíže ke slunci, nemá žádnou atmosféru a jeho povrch vypadá šedě. Marsova barva je červenooranžová, protože její povrch obsahuje rezavě zbarvené kameny.

Žluto-bílý vzhled Venuše je způsoben oblaky kyseliny sírové v její atmosféře. Země má díky svým zdrojům vody hlavně modrou barvu. Při pohledu z vesmíru jsou však viditelné skvrny barev hnědé, bílé, zelené a žluté. Zatímco barvy jsou způsobeny mraky a některé kontinenty vypadají zeleně.

Podobně jsou různé barvy spojené s vnějšími planetami spojeny s typy atmosfér na těchto planetách. Například Uran a Neptun mají modrý odstín kvůli metanovým mrakům nalezeným v jejich atmosférách.


Život na Venuši? Obraz je oblačnější

Navzdory pochybnostem mnoha vědců byl tým vědců, kteří tvrdili, že v atmosféře planety detekovali neobvyklý plyn, stále přesvědčen o svých zjištěních.

Falešný pohled na Venuši pořízený společností Japan & rsquos Akatsuki Venus Climate Orbiter v roce 2018. Kredit. Tým projektu PLANET-C / JAXA

Tým astronomů učinil na podzim trhák. Řekli, že objevili přesvědčivé důkazy ukazující na život vznášející se v oblacích Venuše.

Pokud je to pravda, bylo by to ohromující. Lidé dlouho hleděli do vesmíru a přemýšleli, jestli je tam venku něco naživu. Kladná odpověď, která by se objevila na planetě na oběžné dráze vedle Země, by naznačovala, že život není ve vesmíru vzácný, ale běžný.

Astronomové, vedeni Jane Greavesovou z Cardiffské univerzity ve Walesu, neviděli svými dalekohledy na Zemi žádné mikroskopické Venuše. Spíše v článku publikovaném v časopise Nature Astronomy uvedli detekci molekuly zvané fosfin a uvedli, že nemohou přijít s žádným věrohodným vysvětlením, jak by se tam mohla tvořit, s výjimkou odpadního produktu mikrobů.

O pět měsíců později, po neočekávaných zvratech a otravných pochybnostech, si vědci nejsou zcela jisti, co z těchto údajů udělat a co by to mohlo znamenat. Mohlo by to podnítit renesanci ve studiu Venuše, která byla po celá desetiletí z velké části přehlížena. Mohlo by to poukazovat na exotický vulkanismus a nové geologické hádanky. Mohli by to být skutečně mimozemšťané. Nebo to nemůže být vůbec nic.

Dr. Greaves a její kolegové si jsou jisti svými nálezy, i když snížili své odhady, kolik fosfinu si myslí, že tam je. "Jsem si velmi jistý, že v oblacích je fosfin," řekl doktor Greaves.

Clara Sousa-Silva, vědecká pracovnice v Centru pro astrofyziku v Cambridge v Massachusetts, a jedna z autorů článku Nature Astronomy, řekla: „Myslím, že tým je obecně stále docela přesvědčen, že je to fosfin, že signál je skutečné a že neexistují žádná skutečná abiotická vysvětlení. “

Dr. Sousa-Silva však dodal: „V nás všech je spousta nejistoty.“

V širším kruhu planetárních vědců jsou mnozí skeptičtí, ne-li nevěřící. Někteří si myslí, že signál je jen kroutením hluku, nebo že to lze vysvětlit oxidem siřičitým, chemickou látkou, o které je známo, že se nachází v atmosféře Venuše. Pro ně zatím neexistují žádné přesvědčivé důkazy o fosfinu - nemluvě o mikrobech, které by to dokázaly - vůbec.

"Ať je to cokoli, bude to slabé," řekl Ignas Snellen, astronom z nizozemské univerzity v Leidenu, který je mezi skeptiky. Pokud je signál slabý, řekl: „Není jasné, zda je skutečný, a pokud je skutečný, zda to bude fosfin nebo ne.“

Debata by mohla přetrvávat, nevyřešená, po celá léta, podobně jako minulé sporné žádosti o důkazy o životě na Marsu.

"Když se objevilo pozorování, říkala jsem si: 'Ach, to je zajímavé,' 'řekla Martha S. Gilmore, profesorka geologie na Wesleyan University v Middletown, Connecticut. Dr. Gilmore je hlavním řešitelem studie, která navrhla do NASA ambiciózní „vlajková loď“ robotické mise na Venuši, která by zahrnovala vzducholoď létající přes mraky po dobu 60 dnů.

"Myslím, že jsme skeptičtí," řekl doktor Gilmore. "Ale já osobně ještě necítím, že bychom chtěli toto pozorování vůbec vyhodit."

Povrch Venuše je dnes pekelným místem, kde se praží teploty přes 800 stupňů Fahrenheita. Ale na začátku historie sluneční soustavy to mohlo být mnohem více jako Země dnes, s oceány a mírným podnebím. V této rané éře se zdá, že na Marsu, který je nyní studený a suchý, tekla po jeho povrchu voda.

"Před čtyřmi miliardami let jsme potenciálně měli obyvatelná prostředí na Venuši, Zemi a Marsu - všechna tři," řekl Dirk Schulze-Makuch, profesor na Technické univerzitě v Berlíně v Německu. "A víme, že na naší planetě stále existuje životaschopná a prosperující biosféra." Takže na Venuši se příliš zahřál. Na Marsu se příliš ochladilo. “

Jakmile se však život objeví, zdá se, že se tvrdohlavě drží a přežívá v drsném prostředí. "Mohli byste potenciálně mít ve výklencích prostředí mikrobiální život visící," řekl Dr. Schulze-Makuch.

U Marsu si někteří vědci myslí, že je možné, že život dnes přetrvává v podzemí, ve skalách. Ale podpovrch Venuše je příliš horký, řekl doktor Schulze-Makuch, který před dvěma desetiletími zkoumal, zda jsou některé části této planety stále obyvatelné.

Místo toho, řekl, mohl se Venušanský život posunout nahoru, do mraků. Třicet mil nahoru jsou teploty s krátkým rukávem - asi 85 stupňů Fahrenheita. Mikroby v té části atmosféry by v této výšce zůstaly nahoře několik měsíců, déle než dost dlouho na to, aby se rozmnožily a udržovaly životaschopnou populaci.

Ale ani mraky nejsou klidným, benigním místem. Jsou naplněny kapičkami kyseliny sírové a vykoupány ultrafialovým zářením ze slunce. A je suchý, pouze se smidgeny vody, základní složkou života, jak ji známe.

Přesto, pokud to bylo prostředí, ve kterém musely mikroby Venuše přežít, je možné, že se právě k tomu vyvinuly.

Fosfin je jednoduchá molekula - pyramida tří atomů vodíku připojená k jednomu atomu fosforu. Vytlačit atomy k sobě ale vyžaduje značnou energii a zdá se, že podmínky pro takové chemické reakce v atmosféře Venuše neexistují.

Fosfin mohl vznikat v horku a drtivém tlaku uvnitř Venuše. I při nižším množství fosfinu, které nyní odhaduje skupina Dr. Greavesa, by bylo neočekávané a překvapivé, kdyby se sopečné erupce Venuše ukázaly být tak silně objemné, že chrlily dostatek fosfinu, aby mohly být detekovány tam, kde to řekl tým Dr. Greaves: v oblacích, více než 30 mil nahoru.

"Nemůžeme snadno vyloučit nebo vyloučit vulkanismus, abychom vysvětlili tento nový, nižší výskyt fosfinu," řekl Paul Byrne, profesor planetárních věd na Státní univerzitě v Severní Karolíně v Raleighu, který poukázal na mnoho neznámých o planetě a její geologické Systém. "Pravděpodobně to není vulkanismus." Ale nemůžeme s jistotou říci. “

Na Zemi je fosfin produkován mikroby, kterým se daří bez kyslíku. Nachází se v našich střevech, ve výkalech jezevců a tučňáků a v některých hlubinných červech.

V roce 2017 našel Dr. Greaves náznaky fosfinu pomocí dalekohledu James Clerk Maxwell Telescope na Havaji. Různé molekuly absorbují a emitují specifické vlnové délky světla a tvoří otisk prstu, který umožňuje vědcům identifikovat je z dálky. Měření zjistila to, co vědci nazývají absorpční linie na vlnové délce, která odpovídá fosfinu. Vypočítali, že v této části vzduchu Venuše bylo 20 dílů na miliardu fosfinu.

Pro následná pozorování v roce 2019 byl použit Chile Atacama Large Millimeter Array neboli ALMA, radioteleskop, který se skládá ze 66 antén. Ty znovu objevily stejnou tmavou čáru odpovídající fosfinu, i když v nižších koncentracích, asi 10 dílů na miliardu.

Jiným vědcům, jako je Dr. Snellen, však analýza vědců a návrhy biologického zdroje nepřipadaly tak přesvědčivé.

Data ALMA, která zaznamenávala jas světla z Venuše v rozsahu vlnových délek, obsahovala mnoho kroutících momentů a ta odpovídající fosfinu nebyla nijak zvlášť větší než kterákoli z ostatních. Dr. Greaves a její kolegové použili techniku ​​zvanou polynomiální přizpůsobení, aby odečetli to, co považovali za hluk, a vytáhli fosfinový signál. Technika je běžná, ale také použili polynom s neobvykle velkým počtem proměnných - 12.

To, podle kritiků, mohlo generovat falešný signál - vidět něco, když tam nic nebylo.

"Pokud váš signál není silnější než váš hluk, pak nemůžete uspět," řekl doktor Snellen.

Jiní vědci tvrdí, že i kdyby existoval signál, bylo mnohem pravděpodobnější, že pochází z oxidu siřičitého, který absorbuje světlo téměř na stejné vlnové délce.

Dr. Greaves tvrdil, že kritici nerozuměli preventivním opatřením k vyloučení „falešných linií“. Řekla, že specifický tvar absorpční linie byl příliš úzký, aby odpovídal tvaru oxidu siřičitého.

Jak vědci diskutovali tam a zpět, došlo v říjnu k neočekávanému překvapení: observatoř ALMA poskytla Dr. Greavesovi nesprávně kalibrovaná data a obsahovala rušivý hluk. Celé týdny vědci z Venuše čekali v zapomnění.

Když byly v listopadu k dispozici přepracované údaje ALMA, hlučné kroutí kolem linie absorpce fosfinu byly sníženy, ale nyní se také zdá, že je méně fosfinu - asi 1 díl na miliardu, s místy, které mohou být až 5 dílů na miliarda.

"Linie, kterou nyní máme, vypadá mnohem hezčí," řekl doktor Greaves, i když to nebylo tak výrazné. "Ale je to tak." Nyní máme lepší výsledek. “

Bryan Butler, astronom z Národní radioastronomické observatoře v Socorro, N.M., uvedl, že se spolu s dalšími podívali na stejná data ALMA, a to jak na původní, tak na přepracovanou verzi, a neviděli žádné známky fosfinu.

"Tvrdí, že to stále vidí, a my stále tvrdíme, že to tam není," řekl Dr. Butler. "Z pohledu čistě datového vědce je nikdo nepodporuje, protože nikdo nebyl schopen reprodukovat jejich výsledky."

Nový článek týmu astronomů vedený Victoria S. Meadowsovou z Washingtonské univerzity uvádí, že podrobnější model atmosféry Venuše vyvinutý v 90. letech ukazuje, že fosfin ve vrstvě mraku by nevytvořil ani absorpční linii detekovatelnou z Země. Tým zjistil, že fosfin by musel být asi o 15 mil vyšší, aby absorboval světlo. Výzkum bude publikován v The Astrophysical Journal Letters.

"Ukazujeme, že výše uvedený plyn v zásadě neochladí natolik, aby mohl absorbovat, dokud se nedostane na zhruba 75 nebo 80 kilometrů," řekl Dr. Meadows. "Což je vysoko nad oblačnou palubou."

Jiní vědci se ponořili do starších pozorování Venuše, aby zjistili, zda by tam mohly být skryté známky fosfinu.

V roce 1978 kosmická loď NASA, Pioneer Venus, upustila čtyři sondy v atmosféře planety. Jeden z nich dokonce pokračoval v odesílání dat z povrchu ještě více než hodinu po nárazu.

Rakesh Mogul, profesor chemie na Kalifornské státní polytechnické univerzitě v Pomoně, si při zpětném procházení dat Pioneer Venuše všiml výstražných znamení pro prvek fosfor v mračnech Venuše. "Existuje chemická látka, pravděpodobně plyn, která obsahuje fosfor," řekl doktor Mogul. "Data podporují přítomnost fosfinu." Není to nejvyšší částka, ale je to tam. “

Vědci, kteří se dívají na data z Venus Express, kosmické lodi Evropské vesmírné agentury, která obíhala kolem Venuše v letech 2006 až 2014, však přišla na fosfin prázdná.

Stejně tak astronomové - včetně Dr. Greaves a Dr. Sousa-Silva - kteří se pokoušeli identifikovat jinou absorpční linii fosfinu v infračervených pozorováních z dalekohledu NASA na Havaji.

Dr. Greaves uvedl, že Venus Express a infračervená pozorování na Havaji nevnímají tak hluboko do atmosféry Venuše, a proto by nemělo být překvapením, že nezjistili fosfin.

Hladiny fosfinu, pokud tam jsou, se také mohou v průběhu času měnit.

To by znesnadňovalo přijít s konečnými odpověďmi, podobně jako přetrvávající tajemství metanu na Marsu. Před více než deseti lety hlásily dalekohledy na Zemi a obíhající evropská kosmická loď přítomnost metanu v marťanském vzduchu. Na Zemi je většina metanu produkována živými organismy, ale může být také produkována v hydrotermálních systémech bez jakékoli biologie.

Hodnoty metanu však byly slabé a následné pozorování to nepotvrdilo. Možná, že hodnoty byly nesprávně interpretovány. Když v roce 2012 dorazil rover NASA Curiosity na Mars, nesl přístroj, který dokázal měřit nepatrná množství metanu. Vědci se dívali a dívali - a neměřili nic.

Ale pak zvědavost zjistila výbuch metanu, který přetrvával týdny, než se rozplynul. Později zjistil ještě silnější výbuch, ale pak byl zase pryč.

Vědci na Marsu zůstávají ve ztrátě, pokud jde o rychlý výskyt - a zmizení - metanu.

Debata o fosfinu Venuše zůstane patovou situací, dokud nebudou k dispozici další pozorování. Pandemie koronavirů ale vypnula ALMA a také Stratosférickou observatoř NASA pro infračervenou astronomii neboli SOFIA, dalekohled na palubě upravené 747, která dokáže studovat infračervené světlo z vysoko v zemské atmosféře (Letoun pokračuje v létání tento měsíc).

Balón, který by byl součástí vlajkové lodi mise Venuše Dr. Gilmora, by mohl vyřešit nejistoty přímým sběrem vzorků vzduchu. Bylo by možné najít nejen fosfin, ale také molekuly na bázi uhlíku všech mikrobů.

"Opravdu musíme být v oblacích," řekl Dr. Gilmore z Wesleyan University, "protože to je stanoviště, o kterém se předpokládá, že bude podporovat život."

Planetární vědci právě připravují svá doporučení NASA týkající se jejich priorit jednou za deset let. Existuje mnoho zajímavých míst ke studiu a NASA obvykle provádí pouze jednu nákladnou vlajkovou misi najednou. Postavení mise vlajkové lodi také trvá déle a zahájení jedné pro Venuši by mělo být naplánováno nejdříve na rok 2031.

NASA také zvažuje několik menších misí Venuše pro svůj Discovery program, soutěž, ve které vědci navrhnou mise, které se vejdou pod strop nákladů 500 milionů dolarů.

Jeden z nich, DAVINCI +, by byl verzí 21. století jedné ze sond Pioneer Venus. Bylo by možné hledat fosfin, i když jen na jednom místě a jednorázově.

Druhý návrh, VERITAS, by vyslal orbiter, který by produkoval obrazy povrchu ve vysokém rozlišení. Ačkoli neobsahuje nástroj pro detekci fosfinu, lze jej přidat.

A alespoň jedna soukromá společnost, Rocket Lab, chce v příštích letech vyslat malou sondu ke studiu Venuše.

"Další pozorování jsou oprávněná," řekl Dr. Butler z Národní radioastronomické observatoře. "Není nic, na co bys mohl poukázat, říká:, Ach, jo, na Venuši vidíme naprosto fosfin. 'Ale, víš, je to lákavé."

Ale také řekl: „Nevsadil bych na své celoživotní úspory, že tam nejsou.“


ZÁKLADNÍ FAKTA A ČÍSLA

VZDÁLENOST OD SLUNCE - To se liší od 107 milionů kilometrů a 109 milionů kilometrů (asi 67 milionů mil). Venuše má nejvíce kruhovou oběžnou dráhu ze všech planet.

PRŮMĚR - 12 103 kilometrů (7 520 mil). Venuše je o něco menší než Země, ale obě planety jsou si fyzicky velmi podobné. Venuše je šestou největší z osmi planet, které jsou v současné době uznávány. Povrch je o 90% větší než Země a aposs.


Byl na Venuši nalezen mikrobiální život?

Ilustrace umělce a # 8217 zobrazující nově objevené molekuly fosfinu v atmosféře Venuše a # 8217. Na Zemi a pokud vědci vědí, existují pouze 2 způsoby výroby fosfinu: buď uměle v laboratořích, nebo prostřednictvím živých mikrobů. Obrázek prostřednictvím ESO / M. Kornmesser / L. Calçada / NASA / JPL-Caltech / Royal Astronomical Society / Attribution: CC BY 4.0.

Tento článek si omylem našel cestu do vyhledávání Google, než bylo v pondělí zrušeno embargo. EarthSky se hluboce omlouvá za jakékoli nejasnosti nebo zklamání způsobené tímto porušením.

Většina z nás je obeznámena s tímto citátem sira Arthura Conana Doyla, který vytvořil postavu Sherlocka Holmese:

Jakmile odstraníte nemožné, vše, co zůstane, bez ohledu na to, jak nepravděpodobné, to musí být pravda.

Tato slova mohou být tento týden vhodná, protože vědci ohlašují neuvěřitelný objev: předběžný důkaz mikrobiálního života v atmosféře Venuše.

Jak vědí fanoušci vesmíru, Venuše na jejím povrchu je spalující a nehostinná, dostatečně horká, aby roztavila olovo. Je to jedno z posledních míst, kde byste očekávali, že najdete jakýkoli druh života. Náznaky malých venušanských mikrobů však nepocházejí z povrchu planety # 8217, ale spíše z její atmosféry, kde mohou být podmínky přiměřeně podobné Zemi.

Je třeba poznamenat, že tento nový objev ještě není důkaz života na Venuši. Vědci však dělají přesvědčivý případ.

Vzrušující zjištění pocházejí od vědců z USA a Velké Británie, z Massachusetts Institute of Technology (MIT), Cardiff University, University of Manchester a dalších. Studii vedla Jane Greaves z Cardiffské univerzity. Královská astronomická společnost (RAS) minulý týden poskytla novinářům online brífing prostřednictvím Zoom, přičemž tři z výzkumníků tam diskutovali o výsledcích. RAS také vydal tiskovou zprávu. Vědecké údaje byly publikovány v prestižním recenzovaném časopise Přírodní astronomie dnes, 14. září 2020.

Dokud víme o podmínkách na planetě Venuše, byla z velké části díky návštěvám vesmírných sond považována Venuše za jednu z nejméně pravděpodobná místa na podporu života, jak ho známe. S horkými teplotami dostatečně horkými na to, aby roztavily olovo, a tlakem stlačeného vzduchu na povrchu, nemluvě o velkém množství kyseliny sírové v jeho oblacích, není Venuša ani zdaleka vítána.

Někteří vědci však spekulovali, že by mohl být život možný výše v atmosféře, kde jsou teploty a tlaky podobné Zemi v mírném pásmu. V této zóně objevili vědci.

Co našli vědci?

Jednoduše řečeno, v atmosféře Venuše & # 8217 našli plyn, který by tam neměl být a který je na Zemi považován za nezvratný biosignat. Je to velmi páchnoucí plyn zvaný fosfin. Pokud vědci vědí, existují pouze dva způsoby výroby fosfinu, buď uměle v laboratoři, nebo pomocí určitých druhů mikrobů, které žijí v prostředí bez kyslíku. Vzhledem k tomu, že na Venuši nejsou žádné mimozemské laboratoře (o kterých víme), zanechává mikroby.

Vědci provedli detekci pomocí dalekohledu James Clerk Maxwell Telescope na Havaji a dalekohledu ALMA v Chile.

Vědci z MIT již dříve publikovali studie, které ukazují, že pokud by se fosfin měl někdy nacházet na jiné skalnaté planetě, bylo by to jistým znamením života tam. Proto je tento objev tak provokativní.

Před oznámením těchto lákavých důkazů se však vědci samozřejmě chtěli pokusit vyloučit další vysvětlení. Zvažovali a testovali několik scénářů, kde by se tento plyn mohl vyrábět bez život, ale jak uznávají, přišli prázdní. Clara Sousa-Silva z MIT, jejíž specializací je studium fosfinu, uvedla ve svém prohlášení
:

Je velmi těžké dokázat zápor. Nyní budou astronomové uvažovat o všech způsobech, jak ospravedlnit fosfin bez života, a já to vítám. Udělejte to, protože jsme na konci našich možností ukázat abiotické procesy, které mohou vytvářet fosfin.

Najít fosfin na Venuši bylo nečekaným bonusem! Objev přináší mnoho otázek, například to, jak by mohly přežít jakékoli organismy. Na Zemi si některé mikroby poradí s až 5% kyselinami v jejich prostředí, ale mraky Venuše jsou téměř úplně tvořeny kyselinou.

Falešně zbarvený pohled na Venuši (pro získání podrobností) z japonského orbiteru Akatsuki z Japonska a # 8217. Obrázek prostřednictvím JAXA / ISAS / Akatsuki Project Team / Royal Astronomical Society / Attribution: CC BY 4.0.

To znamená, že se jedná buď o život, nebo o nějaký fyzikální nebo chemický proces, u kterého neočekáváme, že se stane na skalnatých planetách.

Opravdu jsme prošli všemi možnými cestami, které by mohly produkovat fosfin na skalnaté planetě. Pokud to není život, pak naše chápání skalních planet vážně chybí.

To je celkem definitivní prohlášení.

Jednalo se o experiment vyrobený z čisté zvědavosti, skutečně s využitím výkonné technologie JCMT a přemýšlení o budoucích nástrojích. Myslel jsem, že budeme schopni vyloučit extrémní scénáře, jako jsou mraky plné organismu. Když jsme dostali první náznaky fosfinu ve Venušině spektru, byl to šok!

Vědci zpracovali data po dobu šesti měsíců, než se přesvědčili, že fosfin tam opravdu je. Podle Anity Richards z britského regionálního centra ALMA a University of Manchester:

K naší velké úlevě byly podmínky pro ALMA dobré pro následná pozorování, zatímco Venuše byla ve vhodném úhlu k Zemi. Zpracování dat však bylo složité, protože ALMA obvykle nevyhledává velmi jemné efekty ve velmi jasných objektech, jako je Venuše.

Jane Greavesová z Cardiffské univerzity, která vedla studium fosfinu. Obrázek přes Cardiff University.

Nakonec jsme zjistili, že obě observatoře viděly totéž, slabou absorpci na správné vlnové délce jako plynný fosfin, kde jsou molekuly podsvíceny teplejšími mračny pod nimi.

William Bains na MIT vedl práci na pokusu posoudit další přirozené způsoby výroby fosfinu na Venuši. Některé myšlenky zahrnovaly sluneční světlo, minerály vyfouknuté nahoru z povrchu, sopky nebo blesky, ale žádný z nich nemohl být dostatečně blízko. Tyto druhy zdrojů dokázaly vydělat maximálně desetinu tisíciny množství fosfinu, které viděly dalekohledy. Tak něco produkuje mnohem více plynu. Podle Paula Rimmera z Cambridgeské univerzity by pozemské organismy musely pracovat pouze na přibližně 10% své maximální produktivity, aby mohly produkovat množství fosfinu nalezeného na Venuši.

Na Zemi je fosfin produkován mikroby, které nepotřebují kyslík. Pohlcují fosfátové minerály, přidávají vodík a nakonec vytlačují plynný fosfin. Vzhledem k tomu, že Venuše nemá ve své atmosféře prakticky žádný kyslík, je to další podobnost naznačující, že plyn ve skutečnosti pochází z mikrobů.

Protože Venuše je na svém povrchu příliš horká pro jakékoli známé pozemské mikroby, musí být v její atmosféře. Existuje mírná oblast mezi 48 a 60 kilometry (asi 30 až 37 mil) nad povrchem, kde se teploty pohybují od 30 do 200 stupňů Fahrenheita (zhruba 0 až 90 stupňů Celsia). To je obytná zóna na Venuši a právě tam se nachází fosfin. Jak poznamenal Petkowski:

Tento fosfinový signál je perfektně umístěn tam, kde si ostatní domnívají, že by tato oblast mohla být obyvatelná.

Teleskop Jamese Clerka Maxwella na Havaji byl prvním, kdo detekoval fosfinový podpis ve Venušanské atmosféře. Obrázek prostřednictvím Will Montgomerie / EAO / JCMT / Royal Astronomical Society / Attribution: CC BY 4.0.

Vědci nyní budou sledovat další pozorování dalekohledu, včetně hledání dalších plynů, které by mohly být spojeny se životem. Chtějí také zjistit, zda existují denní nebo sezónní variace signálu, které by naznačovaly aktivitu spojenou se životem. Emma Bunce, prezidentka Královské astronomické společnosti, se zasazuje za návratové mise do Venuše a říká:

Klíčovou otázkou ve vědě je, zda existuje život mimo Zemi, a objev profesorky Jane Greavesové a jejího týmu je klíčovým krokem vpřed v tomto hledání. Jsem obzvláště rád, že vidím britské vědce, kteří vedou tak důležitý průlom, něco, co je silným důvodem pro návratovou vesmírnou misi do Venuše.

V zásadě můžete mít životní cyklus, který trvale udržuje život v oblacích. Kapalné médium na Venuši není voda, jako je tomu na Zemi.

Vědci si také myslí, že Venuše byla před několika miliardami let mnohem obyvatelnější a dokonce měla oceány, než se ujal uprchlý skleníkový efekt. Podle Sousa-Silva:

Před dlouhou dobou se předpokládá, že Venuše měla oceány a byla pravděpodobně obyvatelná jako Země. Vzhledem k tomu, že se Venuše stala méně pohostinnou, život by se musel přizpůsobit a nyní by mohli být v této úzké obálce atmosféry, kde mohou stále přežít. To by mohlo ukázat, že i planeta na okraji obyvatelné zóny by mohla mít atmosféru s místní vzdušnou obytnou obálkou.

Husté mraky, které neustále pokrývají povrch Venuše a # 8217, jsou vysoce kyselé, ale existuje oblast, kde jsou teploty a tlaky podobné Zemi, což umožňuje existenci mikroorganismů. Obrázek přes ESA / Astronomie. Mírné pásmo v atmosféře Venuše a # 8217, kde jsou teploty a tlaky obyvatelnější pro život. Obrázek přes Seager a kol. (2020) / Astronomie.

Tato obyvatelná zóna v oblačných palubách by mohla být posledním útočištěm pro venuské mikroorganismy. To je neuvěřitelné & # 8211, i když je těžké uvěřit & # 8211, ale pokud mají vědci pravdu, pak je to jeden z nejúžasnějších objevů v historii. Jak úžasné by bylo vědět, že nejsme nejen sami, ale že jsme po celou dobu měli sousedy na nejbližší planetě Zemi? Z článku Souva-Silva & # 8217s 2019 v Scientific American o fosfinu:

Život, jak ho známe, je pravděpodobně jen jedním ostrovem v obrovském souostroví možností biologie. Naše galaxie má obrovskou rozmanitost hvězd a obíhající kolem nich jsou planety všeho druhu. Samotná Země dala vzniknout miliardám druhů. Není tedy velkým skokem si myslet, že samotný život může vzniknout ve velkém množství neočekávaných forem, které naplňují jejich atmosféru podivnými molekulami, jako je fosfin. Jednoho dne můžeme detekovat fosfin v jedné z těchto atmosfér. Upřímně by to pro nás nebyla zábavná místa, mohli bychom je považovat za nechutná. Na druhou stranu by nás obyvatelé těchto planet pravděpodobně považovali také za nechutné (problém meziplanetární diplomacie překonat). Pokud však najdeme fosfin na skalnaté planetě v obyvatelné zóně, kde nemá žádné falešné pozitivy, najdeme život.

Tam mluví o nalezení fosfinu v atmosféře exoplanety obíhající kolem jiné hvězdy. Stejný základní scénář by však platil i pro ostatní skalní planety v naší vlastní sluneční soustavě. Navzdory svým pekelným podmínkám na povrchu Venuše přebývá poblíž okraje naší obyvatelné zóny našeho Slunce, oblasti kolem hvězdy, kde teploty umožňují existenci kapalné vody.

Minulý měsíc proběhla další studie Astronomie Časopis i jinde ukázal, jak mohou v atmosféře Venuše a # 8217 teoreticky existovat mikroby, když našly útočiště uvnitř kapek kyseliny sírové, které také obsahují trochu vody. Procházeli by různými vrstvami atmosféry, nikdy by nedosáhli země, a přežili nejextrémnější podmínky přechodem do dočasného nečinného stavu.

Navrhovaný životní cyklus pro mikroby v atmosféře Venuše a # 8217. (1) Dehydratované mikroby přežívají ve vegetativním stavu ve spodní vrstvě zákalu Venuše. (2) Spory se zvedají pomocí proudů do obyvatelné cloudové vrstvy. (3) Po zapouzdření kapalinou se spory stanou metabolicky aktivními. (4) Tyto mikroby se dělí a kapičky rostou srážením. (5) Kapičky rostou natolik, že se ponoří do atmosféry, kde se začnou odpařovat kvůli vyšším teplotám, což přiměje mikroby k transformaci na spory, které se vznášejí ve spodní vrstvě zákalu. Obrázek přes Seager et al. (2020) / Astronomie.

I když je objev překvapivý, vědci už roky spekulují, že v atmosféře Venuše a # 8217 může existovat mikrobiální život. Mohlo by to dokonce vysvětlit, jak předpokládají někteří vědci, neobvyklé tmavé pruhy, které nějak absorbují ultrafialové světlo, nazývané & # 8220neznámé absorbéry. & # 8221 Bylo zjištěno, že tyto náplasti jsou složeny z drobných & # 8211, ale stále neznámých & # 8211 částic o velikosti bakterií na Zemi.

Dokonce i Carl Sagan navrhl, že život by mohl být možný v atmosféře Venuše & # 8217. Ale kvůli kyselým mrakům by se jakýkoli mikrobiální život pravděpodobně zcela lišil od jakéhokoli na Zemi. Jiní vědci, včetně Davida Grinspoona, již dříve psali o možnosti života v oblacích Venuše a # 8217. Některé z nejlepších článků jsou na Eos, Astrobiologický časopis, ProfoundSpace.org a Sky & amp Telescope. Grinspoon o tom mluvil také v televizi Magellan a pro Breakthrough Discuss. Nyní se zdá, že po celou dobu mohli mít pravdu.

Opět to ještě není zcela důkazem života na Venuši, ale je to lákavě blízké. Bude to velmi je zajímavé sledovat, co ukazují budoucí pozorování.

Sečteno a podtrženo: Existuje v atmosféře nejbližšího souseda Země, Venuše, mikrobiální život? Mezinárodní tým astronomů našel předběžné, ale velmi přesvědčivé důkazy.


PH 205

Jak je Venuše podobná Zemi? Jak se liší? Jak se vyvinula atmosféra Venuše? Co je uprchlý skleníkový efekt?

Hustá atmosféra Venuše ji udržuje zahalenou v oblacích převážně oxidu uhličitého, jak je vidět na tomto infračerveném snímku pořízeném kosmickou lodí Mariner 10. Venuše má přibližně stejnou velikost jako Země, ale blíže ke Slunci a povrchovou teplotou dostatečně vysokou, aby roztavila olovo. Venuše má zvláštní charakteristiku pomalého otáčení v opačném směru než většina těl v naší sluneční soustavě. To je pravděpodobně způsobeno podrobnostmi dopadů raných dějin planety.

Nedávné důkazy o aktivních sopkách na povrchu Venuše podnítily umělcovu rekonstrukci sopek vybuchujících na Venuši. Sopky recyklují materiál z povrchu zpět do atmosféry, udržují skleníkové plyny a přispívají k uprchlému skleníkovému efektu na Venuši. Mohly by také přispívat k možnosti života na Venuši v podobě mikrobů v atmosféře.

Toto je umělecké ztvárnění toho, jak by mohla vypadat Venušina obloha. Obloha by vypadala velmi odlišně od Země, protože v oblacích je vysoká koncentrace kyseliny sírové. Mise Evropské vesmírné agentury (ESA) Venus Express zachytila ​​údaje o atmosféře Venuše 2006 - 2014. Mezi jejich hlavní objevy patřily posunutí polárních vírů a možnost nedávno aktivních sopek.

Kosmická loď Venus Express dokázala nahlédnout skrz mraky nad jižním pólem Venuše a odhalit vířící polární vír. Vír, jako je tento, souvisí s hurikány na Zemi i jinde, poháněnými rotací planety. Obrázky ve vysokém rozlišení ukazují funkce jako dvojité oko ve víru.

Tento diagram zobrazuje atmosféru Venuše. Všimněte si, že se rozprostírá mnohem výše v nadmořské výšce než planeta Země. Atmosféra Venuše je převážně oxid uhličitý. Mraky jsou tvořeny kapičkami kyseliny sírové, které mohou být vysoce nabité, takže blesk je běžný, pravděpodobně častější než na Zemi. Povrchová teplota Venuše je asi 750 K (860 stupňů Fahrenheita) a tlak je asi 90krát vyšší než teplota Země.

Vysoký tlak, teplo a kyselina sírová na povrchu Venuše ztěžují přímý průzkum povrchu. Pokusila se o to ruská řada kosmických lodí Venera a Venera 9 byla první lodí, která v roce 1975 úspěšně provedla měkké přistání na povrchu a poslala zpět obrázky.

Tento snímek z Venery 13 byl prvním barevným obrazem, který se vrátil z planety Venuše, v roce 1982. Dívá se přímo dolů na základnu přistávacího modulu. Trvalo to asi dvě hodiny v intenzivních podmínkách na povrchu a posílalo zpět data. Od 80. let 20. století na povrchu Venuše nebyli žádní přistávači.

Většina našich informací o povrchu Venuše se získává pomocí radarového mapování skrz mraky. Tento snímek Venuše byl sestaven z radarového mapování sondou Magellan a dřívějšími misemi, stejně jako radioteleskopem Arecibo. Barvy jsou simulovány tak, aby připomínaly fotografie pořízené přistávacím modulem Venera. Tento obrázek ukazuje povrch Venuše a dívá se dolů na její severní pól. Světlou skvrnou v dolním středu je nejvyšší hora Venuše, Maxwell Montes, která je asi 6,6 mil vysoká, nad průměrnou nadmořskou výškou.

Před prozkoumáním Venuše měli lidé představu, že to bude svěží tropický ráj, a to kvůli jeho blízkosti ke Slunci. Ukázalo se, že povrch Venuše je extrémně nepřátelským prostředím. Radarové mapování odhaluje prvky, jako jsou tyto sopečné kopule, a plavidlo Venus Express našlo důkazy o aktivních sopkách.

Sopka Maat Mons na Venuši je vysoká asi osm kilometrů, což je druhý nejvyšší vrchol planety. Lávová pole tekou stovky kilometrů kolem této sopky. Toto je štítová sopka, která se nachází na Havaji.

Uprchlý skleníkový efekt

Proč je povrch Venuše tak horký? Zažil skleníkový efekt tak silný, že jej nazýváme & quotrunaway skleníkový efekt. & Quot

Za prvé, raná historie vývoje atmosféry byla podobná té na Zemi, s primární a sekundární atmosférou.

Atmosférický vývoj Země

  • Primární atmosféra
    • Vodík, helium, metan, amoniak, vodní pára
    • Lehké plyny unikly
    • Odplynění ze sopek
      • Vodní pára, oxid uhličitý, oxid siřičitý, sloučeniny dusíku
      • Oxid uhličitý a oxid siřičitý rozpuštěné v oceánech nebo kombinované s povrchovou horninou
      • UV záření uvolnilo dusík do atmosféry

      Copyright 2014 Pearson Education, Inc.

      Atmosférický vývoj na Venuši se lišil od toho, co bylo vidět na Zemi, hlavně proto, že Venuše je mnohem blíže ke slunci. Větší teplo znamenalo, že bylo příliš teplo na kondenzaci vodní páry, takže zůstalo v atmosféře. Nevytvořily se žádné oceány. Nedostatek oceánů sloužil také k udržení většího množství oxidu uhličitého v atmosféře, protože CO 2 se ve vodě dobře rozpouští. Vysoký výskyt skleníkových plynů, H 2 O a CO 2, vedl skleníkový efekt vyšší rychlostí.

      Mechanismus skleníku byl téměř stejný jako na Zemi. Něco světla se odráželo od vrcholků mraků. Některé vlnové délky světla pronikly do atmosféry lépe než jiné. Světlo ztratilo energii při absorpci a opětovné emisi z povrchu a znovu emitované světlo bylo méně schopné proniknout atmosférou, takže bylo vyzařováno zpět k planetě.

      Záření ze Slunce rozložilo vodní páru v atmosféře na její základní prvky, vodík a kyslík. Vodík byl schopen dosáhnout únikové rychlosti kvůli vysoké teplotě a uniknout do vesmíru. Venuše má také významné elektrické pole, které způsobuje zrychlení iontů kyslíku a dosažení únikové rychlosti. To znamenalo, že i když planeta pomalu vychladla, vodní pára byla pryč, takže se nikdy nemohly vytvořit žádné oceány. Nedostatek oceánů a pokračující sopečná činnost zahnaly skleníkový efekt do uprchlého stavu.

      Atmosférický vývoj Venuše

      • Zpočátku podobný Zemi
      • Žhavější
        • Blíže slunci
        • Žádné kondenzované oceány
        • Vodík uniká, kyslík se kombinuje s dalšími prvky
          • Ztráta vodní páry
          • Uteklý skleníkový efekt

          V tomto výukovém programu najdete další informace týkající se vývoje atmosféry a uprchlého skleníkového efektu na Venuši.

          Venuše se otáčí extrémně pomalu a otáčí se pouze jednou za přibližně 225 pozemských dnů.Venuše má také retrográdní rotaci, což znamená, že rotuje v opačném smyslu než většina ostatních těles v naší sluneční soustavě. Jelikož celkový směr otáčení vznikl ze skutečnosti, že tělesa ve sluneční soustavě byla vytvořena z rotujícího disku prachu a plynu, vede nás to k přesvědčení, že pomalá retrográdní rotace Venuše musela být způsobena kolizemi během jejího formování.

          Pomalá rotace znamená, že Venuše neprodukuje moc magnetického pole, je asi o desetinu silnější než na Zemi. Magnetické pole není vytvářeno dynamickým efektem, jako je tomu u Země. V atmosféře Venuše interakce mezi ionty v atmosféře a slunečním větrem indukuje magnetické pole, které odvádí sluneční vítr, jak je znázorněno v tomto umělcově vyobrazení výchylky slunečního větru Venuše (nahoře), Země (uprostřed) a Mars (dole).

          Může existovat život na Venuši? Podmínky na povrchu Venuše jsou tak drsné, že život, jak víme, nemohl existovat. Venuše je velmi horká, s extrémně hustou, toxickou atmosférou hustou kyselinou sírovou. Avšak vysoko v atmosféře jsou podmínky mírnější a mohly by skrývat malý mikrobiální život. Nedávno jsme detekovali fosfin v atmosféře Venuše. Fosfin je obtížné vytvořit z inertních chemikálií, ale je známo, že je vytvářen mikroby na Zemi a je považován za biomarker.


          Podívejte se na video: 100,000 krát říkám Kámo (Říjen 2022).