Povrch Venuše

Až 85 % povrchových útvarov na Venuši je sopečného pôvodu. Predpokladá sa, že vulkanizmus Venuše pripomína pozemský, ale na rozdiel od Zeme, kde sú prejavy sopečnej činnosti situované prevažne do pomerne úzkych oblastí na okrajoch litosférických platní, na Venuši je viazaný na výskyt tzv. horúcich škvŕn, výstupov termálnych trubíc. Medzi prejavy vulkanickej činnosti patria lávové prúdy, výlevy, štítové sopky, vulkanické dómy a iné. Najviac sopečných foriem je sústredených v oblasti medzi Beta, Alta a Themis Regio, kde pokrývajú asi 40 % venušského povrchu.

Na Venuši sa nachádza veľké množstvo sopiek. Gula Mons je štítová sopka v oblasti Eistla Regio, ktorá má výšku 3 km a priemer základne približne 400 km. Obklopujú ju stovky kilometrov lávových prúdov. Najvyššia sopka na Venuši je Maat Mons, ktorá sa týči do výšky 8 km a nachádza sa v oblasti Alta Regio spolu s niekoľkými ďalšími mimoriadne vysokými sopkami. Sonda Magellan zaznamenala na Venuši tiež mohutné výlevy lávy, z ktorých niektoré sú celistvé a iné už erodované. Riedka a pomaly tuhnúca láva sformovala tiež brázdy s dĺžkou až niekoľko tisíc kilometrov. Odlišné venušské podmienky pravdepodobne stoja za vznikom zrejme unikátnych vulkanických útvarov, okrúhlych sploštených sopiek. Predpokladá sa, že tieto sopky sú budované horninami bohatými na kremík, a pod vplyvom vysokej teploty a tlaku splacateli. Skupina takýchto vulkanických dómov sa nachádza napríklad vo východnej časti Alpha Regio. Každý zo siedmich dómov má priemer 25 km a výšku od 400 po 1 300 km.

Skupinka siedmich vulkanických dómov v Alpha Regio. Každý má priemer približne 25 km a výšku od 400 po 1 300 km.

Kvôli extrémnym teplotám a nedostatku vody sú v podstate vylúčené explozívne výbuchy. Horniny rozmetané sopkou kvôli hustej atmosfére nedopadajú ďaleko. Túto teóriu však podkopali stopy po explozívnom vulkanizme, ktoré sonda Magellan objavila severovýchodne od Usas Mons. Hustá atmosféra sťažuje uvoľňovanie plynov z lávy, vďaka čomu sú na Venuši oveľa častejšie lávové prúdy a plošné výlevy než popolové kužele a ďalšie produkty sopečných výbuchov.

Chemické analýzy pristávacích modulov potvrdili, že horniny na Venuši sú takmer výlučne vulkanického alebo magmatického pôvodu. Prevažujú rôzne typy bazaltov. Vrcholy Maxwell Montes majú vysokú odrazivosť, čo astrofyzikov z Harvard-Smithsonian Center viedlo k domnienke, že by mohli byť tvorené pyrhotytom, minerálom bohatým na železo.

Merania sondy Magellan ukázali prekvapujúci objav dlhých kľukatých útvarov pripomínajúcich rieky. Niektoré sa dokonca rozvetvovali na delty veľkosťou porovnateľné s deltou rieky Mississippi. Tieto korytá nemohla vytvoriť tečúca voda, ktorá sa na Venuši nenachádza, ale veľké množstvá riedkej tekutej lávy. Dĺžka lávových korýt je stovky až tisíce kilometrov, šírka dosahuje 1 až 2 kilometre. Najdlhší objavený kanál je Baltis Vallis. Meandre kanálov pripomínajú meandre pozemských riek, ale v ich korytách sa vôbec nevyskytujú balvany. Procesy, ktorými tieto útvary vznikli, pravdepodobne nemajú v slnečnej sústave obdobu.

Nakoľko Venuša je hustotou, rozmermi aj hmotnosťou veľmi podobná Zemi, niektorí planetológovia predpokladali, že by na nej, podobne ako na Zemi, mohla byť platňová tektonika. Snímky zo sondy Pioneer Venus Orbiter ukázali, že asi 15 % Venušinho povrchu nesie výrazné tektonické poruchy. Niektoré strmé zrázy sú napríklad zlomového pôvodu. Dodnes sa však najpodrobnejšími rozbormi nepodarilo na Venuši zistiť nijaké prejavy platňovej tektoniky. Predpokladá sa preto, že povrch Venuše nie je rozdelený na viacero pohyblivých tektonických platní, a že vznik väčšiny tektonických foriem podmienili magmatické alebo sopečné pochody prebiehajúce vo vrchnom plášti planéty.

Z hľadiska pôsobenia povrchových procesov sa útvary na Venuši považujú za pomerne stále. Najväčší význam by mohlo mať chemické zvetrávanie pripovrchových hornín, na strmejších svahoch sa predpokladá tiež vznik zosuvov.

Formovanie povrchu Venuše ovplyvňuje tiež veterná činnosť. Na snímkach zo sondy Magellan sa podarilo objaviť viac než 800 návejov, dunových polí a pretiahnutých hrebeňov z naviateho materiálu lemovaných dvoma priehlbinami. Všetky tieto formy vznikajú veternou činnosťou.

Aphrodite Terra

Aphrodite Terra (Afroditina zem) je tektonická vyvýšenina v oblasti Venušinho rovníka. Rozlohou je podobná Afrike, ale na rozdiel od tohto pozemského kontinentu pravdepodobne nie je výsledkom doskovej tektoniky, aj keď vykazuje mnoho kompresných útvarov. Jej dĺžka je vyše 10 000 km a pretínajú ju široké lineárne depresie s hĺbkou až 3 km.

Člení sa na Ovda Regio na západe a Thetis Regio na východe – na juhu k nej prilieha obrovská oblúková štruktúra Artemis Chasma. Ovda Regio je hornatý terén, ktorá vystupuje až 3 km nad priemernú úroveň povrchu. Obsahuje zakrivené hrebene a brázdy, ktoré dokazujú, že pri ich formovaní zohrala svoju úlohu aj sopečná aktivita. V západnej časti Aphrodite Terra je zlom Dali Chasma s celkovou dĺžkou 2 077 km. Je to systém kaňonov, hlbokých korýt a vysokých pohorí.

Isthar Terra (Ištarina zem) je vyvýšené územie porovnateľné s Tibetskou plošinou. Pomenovanie dostala podľa babylonskej bohyne lásky a plodnosti Ištar. Je menšia než Aphrodite Terra a nachádza sa v blízkosti severného pólu planéty. Obsahuje aj najvyššie pohorie Venuše, Maxwell Montes, ktoré vystupuje vyše 10 km nad úroveň okolitých nížin. Veľkosťou je porovnateľná s Asutráliou, dosahuje dĺžku 5 610 km. Západnú časť Isthar Terra tvorí vyvýšenina Lakshmi Planum, ktorá na severozápade nadväzuje na Akna Montes a Freya Montes, na juhu na Danu Montes.

Isthar Terra pravdepodobne vznikla pri stláčaní plôch kôry Venuše. Je možné, že pod ňou sa nachádza chladnejšia a hrubšia kôra, ktorá sa udržiava preto, lebo plášť sa dvíha.

Lada Terra (Ladina zem) sa nachádza v regióne južného pólu planéty, prevažne južne od 50. rovnobežky afroditografickej šírky. Má dĺžku 8 615 km, čím je po Aphrodite Terra druhou najväčšou vysočinou na Venuši, ale vie sa o nej pomerne málo. Zahŕňa terén typu tessera a križujúcimi sa brázdami a hrebeňmi. Výrazné sú aj stopy po vulkanickej činnosti. Tečúca láva zasiahla najmä severnú časť oblasti.

Mead Crater, najväčší kráter na Venuši

Kráterov po dopade veľkých vesmírnych telies je na Venuši pomerne málo, menej ako na Merkúre alebo na Marse. Ich priemer je od 7 do 270 kilometrov, najväčšie z nich sú obklopené viacnásobnými prstencami. Stredne veľké obsahujú stredové vrcholy. Najmenšie krátery, ktoré sú súčasne aj najvzácnejšie, majú pomerne hladké dná. Impaktné krátery s priemerom pod 7 km sa vôbec nevyskytujú, pretože hrubá a hustá atmosféra Venuše dobre chráni povrch pred dopadmi menších telies. Hustá atmosféra tiež spôsobuje rozdielny vzhľad kráterov pri porovnávaní s krátermi na telies bez atmosféry. Napríklad impaktný kráter Aurelia nie je obklopený okrúhlym valom ako krátery na Mesiaci, ale jazykovitými útvarmi, ktoré vytvorili stuhnuté lávové výtoky.

Väčšina pozorovaných kráterov musela vzniknúť až po masívnom vulkanicom prebudovaní povrchu Venuše, ktoré sa odohralo asi pred 500 miliónmi rokov. Najväčší impaktný kráter na Venuši je Mead Crater s priemerom 270 km. Má dva zreteľné prstence, pričom vnútorný prstenec je vlastne okrajom stredovej panvy. Jeho hĺbka je však pomerne malá, pravdepodobne kvôli zaliatiu krátera taveninou z impaktu alebo sopečnou lávou.

Pre nepriehľadnú vrstvu mrakov zostával povrch Venuše pre vedcov dlho záhadou. Keďže veľkosťou a hustotou sa Venuša podobá Zemi, predpokladala sa prítomnosť kvapalnej vody na jej povrchu. Mikrovlnné pozorovania však ukázali, že teplota atmosféry je okolo 600 K, čo túto možnosť vylúčilo.

Zásadný zlom v poznávaní povrchu Venuše prinieslo použitie radaru. Prvé radarové pozorovania sa konali zo Zeme v roku 1961. Systematický radarový výskum povrchu Venuše sa začal v roku 1962 a to hlavne pomocou 300-metrovej antény Arecibo v Portoriku a ďalších dvoch rádioteleskopov v Goldstone a Haystacku s priemerom antény 43 m. Radarové mapovania zo Zeme pokryli 23 % povrchu Venuše s rozlíšením 1,5 – 2 km/pixel.

Prvé sondy mieriace k Venuši skúmali jej atmosféru, plazmu v jej okolí a magnetické pole. Prvá sonda, ktorá radarom merala výšku povrchu Venuše, bola Pioneer Venus Orbiter. V rokoch 1978 a 1979 zistila výšku terénu 93 % povrchu planéty.

Sondy Venera 15 a 16 v roku 1983 mapovali povrch Venuše radarovou technikou. Podarilo sa im zachytiť 25 % povrchu od severného pólu až po 30° severnej šírky.

Magellan bola planetárna sonda, ktorá odštartovala v 4. mája 1989 z paluby raketoplánu Atlantis. K Venuši doletela po 463 dňoch letu a bola navedená na jej obežnú dráhu s pericyteriónom vo výške 294 km a apocyteriónom vo výške 8 450 km. Išlo teda o značne excentrickú dráhu. 1. septembra 1990 začala sonda systematicky mapovať povrch Venuše prostredníctvom radaru. V priebehu 37 minút trvajúceho snímkovania pri každom obehu zachytila pás s šírkou 25 km a s dĺžkou 15 000 – 17 000 km. Rozlišovacia schopnosť snímok Magellanu dosahuje 120 metrov. Jej snímky majú teda približne o jeden rád lepšie rozlíšenie než snímky, ktoré urobili sondy programu Venera. Okrem snímkovania sonda tiež radarom merala výšku povrchových útvarov. Sonda zanikla 13. októbra 1996, keď dopadla na Venušu.