Kamenné planety > Venuše > Atmosféra

Atmosféra

Atmosféra Venuše je poměrně hustá a především značně horká. U povrchu je atmosférický tlak devadesátkrát větší než u nás na Zemi. Stejný tlak působí u nás na ponorku, která je 3 000 m pod hladinou oceánu.

Ve složení atmosféry je dominantní oxid uhličitý, jímž je tvořena z 96 %. Dále pak je 3 % zastoupen dusík a v 1 % atmosféry jsou schovány další molekuly, jako například oxid siřičitý, vodní pára, oxid uhelnatý, argon, hélium, neon, chlorovodík a fluorovodík. Mraky složené z těchto plynů odrážejí a rozptylují přibližně 90 % slunečního světla zpět do vesmíru. Tímto oblačnost zabraňuje pozorování Venušina povrchu. Povrch na Venuši je v podstatě izotermický (= při stálé teplotě => při ději se může měnit tlak a objem plynu) a tím se teplota udržuje konstantní jak mezi dnem a nocí, tak mezi rovníkem a póly. Rozdíl teploty roste s nadmořskou výškou. Sonda Magellan v roce 1995 zjistila na nejvyšších vrcholcích povrchu podobnou reflexní látku, která obsahovala podobnost k sněhu. Tato látka není s jistotou známá, ale spekulace se pohybují od telluriumu ke galenitu. Hustota při povrchu na Venuši je 65 kg/m3.

Vysoká koncentrace oxid uhličitého je příčinou silného skleníkového efektu, jevu, kdy sluneční paprsky procházejí skrze atmosféru, ale teplo, které se vytvoří jejich dopadem, již atmosféra ven nepustí. Bylo vypočítáno, že Venuše odráží pouhé 2 % slunečního světla, všechno ostatní je přeměněno na záření v jiných vlnových délkách. V případě Venuše především v teplo, tedy v infračervené záření, které je polapeno v mracích oxidu uhličitého. Situaci ozřejmuje obrázek, na kterém je vidět povrchová teplota kolem 460 °C (860 °F) a postupné ochlazování ve vyšších vrstvách.

Měření sondami, které zkoumaly teplotu atmosféry, přineslo zajímavé poznatky. Teplota ve stejné výšce je přibližně stejná, ať se jedná o oblast nad rovníkem či oblast na póly Venuše. Dále se zjistilo, že teplota atmosféry Venuše se v oblasti, na kterou Slunce svítí, se také příliš neliší od oblasti, kde je noc. Příčinu tohoto jevu je zřejmě nutno hledat v proudění větrů, které v horních vrstvách atmosféry vanou vysokou rychlostí (360 kilometrů za hodinu).

Jednou ze zajímavostí atmosféry jsou černé skvrny, které krouží v jejích horních vrstvách. Podle výzkumníků Texaské univerzity Dirka Schulz-Makucha a Louise Irwina může planeta obsahovat v horní atmosféře vhodné místo pro život. Dle jejich slov není Venuše z astrobiologického hlediska zcela ztracena. K podpoře svého tvrzení použili výsledky archivních dat z ruských sond Veněra a amerických sond Pioneer Venus a Magellan. Chemické složení atmosféry Venuše naznačuje, že se tam odehrává něco zvláštního - odpovědí může být bakteriální život. Výzkumníci našli sirovodík a oxid siřičitý, plyny, které spolu za běžných podmínek reagují - pokud neexistuje jejich zdroj, nejsou nikde nalézány společně. Nalezen byl také sirouhlík, plyn, který za běžných podmínek pochází pouze z biologických zdrojů. Sirovodík a sirouhlík mohou pocházet z neznámého nebiologického zdroje, ale tyto reakce k účinnosti vyžadují katalyzátory. Na Zemi jsou nejlepšími katalyzátory bakterie. Podle této teorie mohou bakterie žít v mracích ve výšce 20 km v atmosféře Venuše. Tam jsou podmínky poměrně mírné. Teplota je přibližně 70 stupňů Celsia, tlak odpovídá jedné atmosféře a Venušina atmosféra v těchto výškách obsahuje vodní kapičky. Bakterie by mohly jako energetický zdroj využívat ultrafialové záření ze Slunce. Tím by se vysvětlily neobvyklé tmavé skvrny na ultrafialových snímcích planety.

Zpráva o bakteriích v atmosféře převzata od Karla Mokrého ze stránek www.astro.cz, původní zdroj abc.net.au.

Atmosféra Venuše
Stránka byla naposledy editována 29. ledna 2013 v 9:40.
Stránka byla od 15. 1. 2010 zobrazena 19500krát.

Vytištěno ze stránky projektu Planety (astronomia.zcu.cz/planety/venuse/1914-atmosfera)
Nahrávám...