Vlny v atmosfére Venuše

  • Marcel Škreka | 24 Január 2014
    Slnečná sústava
Planéta Venuša je pokrytá vysokou oblačnosťou. Vo viditeľnom svetle je tvar oblakov viditeľný len ťažko, no pozorovania vykonané sondou Venus Expres odhalili oblasti z jemnou zvlnenou štruktúrou. Vlny sa nachádzajú prevažne vysoko na severe planéty, hlavne nad Ishtar Terra, oblasťou veľkosti kontinentu s najvyššími horami planéty.

Venus_Express_wave_trains_565x318.jpgRôzne typy vĺn na hornej vrstve oblakov v atmosfére Venuše. Vľavo hore sú vlny dlhé niekoľko 100 km s medzerami medzi jednotlivými vlnami 7-17 km. Stredné (v strede hore) s dĺžkou nad 100 km a nepravidelnými čelami vĺn, medzery medzi vlnami sú 8-21 km. Krátke (vpravo hore) dlhé niekoľko 10 km sú oddelené 3-16 km medzerami. Oblasti s nepravidelnými tvarmi vĺn (dole) vznikajú pravdepodobne interferenciou (skladaním) vrchných typov vĺn. Kredit: ESA/Venus Express/VMC/A. Piccialli et al., 2014

Venuša je svet kontrastov. Na povrchu je teplota 723 K (450°C) postačujúca k taveniu olova, kým vetry tu vanú sotva rýchlosťou ľudskej chôdze (3-4 km/h). Na vrcholkoch oblakov je mrazivých 203 K (-70°C), no vetry dosahujú 300-400 km/h, viac ako hurikány na Zemi.

Dala by sa preto očakávať len malá spojitosť medzi horúcou atmosférou pri povrchu a vrchnou atmosférou vo výškach 60-70 km. Pozorovania sond počas niekoľkých desaťročí naznačujú, že spojitosť oboch prostredí pripomína oceánu podobnú nízku atmosféru ukončenú na vrchu nepriehľadnou vrstvou oblakov ekvivalentnú hladine oceánu. Vlny a prúdy vzduchu viditeľné na vrcholkoch oblakov odrážajú procesy prebiehajúce v hlbokej atmosfére.

Prvé dôkazy, že vlny v atmosfére súvisia so vzduchom prúdiacim ponad vysoké topografické útvary, pochádzajú z roku 1985, keď dva sovietske balóny Vega letiace vo výške 54 km zaznamenali "hrboľatú jazdu" nad južným pohorím Aphrodite Terra. Takmer o 30 rokov neskôr pozorovania vykonané sondou Venus Express poskytli nový dôkaz potvrdzujúci šírenie atmosférických vĺn od povrchu k vrchnej vrstve oblakov.

Takéto vlny môžu existovať len v rozvrstvenej atmosfére. Môžu byť poháňané napr. konvekciou (stúpajúcimi prúdmi teplého vzduchu), alebo horizontálnymi prúdmi prechádzajúcimi ponad prekážky, ako sú napr. pohoria. Je to rovnaký proces, aký vytvára vlny na hladine rieky tečúcej ponad ponorený balvan.

Dôležitosť vĺn spočíva v ich schopnosti horizontálneho aj vertikálneho prenosu energie a hybnosti v atmosfére. Vyskytujú sa v horných častiach atmosfér terestrických planét. Na Zemi ich môžeme vidieť prostredníctvom vytvárania sa zvlnených oblakov na záveternej strane hôr. Často majú podobu série vĺn idúcich rovnakým smerom a rozložených v rovnakých vzdialenostiach za sebou.

Dôkaz o procese vzniku vĺn v atmosfére Venuše priniesla sonda Venus Express v novembri 2012, keď medzinárodný tím použil rádiový prístroj VeRa k získaniu atmosférického profilu nad planétou vo výškach 40-90 km. 

Venus-Express_Piccialli_Figure8_625.jpgHustota potenciálnej energie vĺn pre výšky 65-80 km ako funkcia šírky a východnej dĺžky. Potenciálna energia Ep zodpovedá energii (aktivite) vĺn. Čím je hodnota Ep väčšia, tým väčšie je množstvo a amplitúda vĺn. Merania označené farebnými bodkami urobil prístroj VeRa. Najväčšia aktivita, reprezentovaná žltými bodkami v hornej časti obrázka, bola zaznamenaná západne od Ishtar Terra, najvyšším pohorím na Venuši. Topografickú mapu v pozadí zhotovila sonda Magellan. Kredit: ESA/Venus Express/VeRa/S. Tellmann et al., 2012

Vedci na Zemi sledovali zmenu vo frekvencii rádiových signálov pri ich prechode atmosférou Venuše. V období medzi príletom sondy v roku 2006 a júlom 2011 tak získali viac ako 500 profilov atmosféry. Údaje im umožnili vypočítať drobné zmeny tlaku a teploty v rôznych časoch, výškach a polohách nad planétou. Teplotné zmeny dosahovali len niekoľko K (°C) a amplitúdy (výšky) vĺn 1-4 km. Zistených bolo mnoho kváziperiodických odchýlok v tepelnom profile často stovky km širokých.

Vlny sa najčastejšie vyskytujú v šírkach 60-75° s najväčšou aktivitou na náveternej strane hôr na severnej pologuli. Vedci predpokladajú, že tieto vlny aspoň čiastočne súvisia s vetrami prúdiacimi ponad Ishtar Terra, v ktorej sa nachádzajú najvyššie hory na planéte. Zatiaľ nie je úplne jasné, ako takéto pohoria prenášajú prúdenie do väčších výšok, ale zdá sa, že je to jeden z kľúčových procesov vytvárania vĺn v severných šírkach. Vlny vznikajú pri stabilnom prúdení vzduchu ponad hory.

Tento výsledok bol teraz potvrdený inou analýzou vĺn na vrcholkoch oblakov pozorovaných kamerou VMC na sonde Venus Expres.

Snímky severnej pologule Venuše s vysokým rozlíšením získané kamerou počas viac ako 1500 obletov planéty umožnili po prvý krát detailne študovať malé útvary na vrcholkoch oblakov 62-70 km nad povrchom. Po systematickom prehľadávaní sa vlny našli na viac ako 300 snímkach.

Identifikované boli 4 druhy vĺn, ktoré sa na základe veľkosti a tvaru rozdelili na dlhé, stredné, krátke a nepravidelné. Dlhé vyzerajú ako niekoľko 100 km dlhé priame útvary s medzerami medzi jednotlivými vlnami 7-17 km. Stredné s dĺžkou viac ako 100 km mali nepravidelné čelá vĺn s medzerami medzi vlnami 8-21 km. Krátke mali dĺžku niekoľko 10 km a vlny oddeľovali 3-16 km medzery. Oblasti s nepravidelnými tvarmi vĺn sú pravdepodobne výsledkom interferencie (skladania) prvých troch typov vĺn.

Venus-Express_Tellmann_Figure10_625.jpg
Rozloženie rôznych typov vĺn v atmosfére Venuše. Dlhé vlny sú označené červenou, stredné červenou, krátke zelenou a nepravidelné modrou. Kredit: ESA/Venus Express/VMC/A. Piccialli et al., 2014

Eliptický tvar dráhy sondy s najbližším bodom k planéte (pericentrom) blízko nad severným pólom umožnil získať snímky tejto oblasti s rozlíšením niekoľko 100m/pixel. Na druhú stranu je možné získať snímky len relatívne malých oblastí a vysoká rýchlosť sondy v pericentre (9 km/s) neumožňuje, kvôli krátkym časovým odstupom medzi snímkami, merať rýchlosť pohybu vĺn. Preto si nemôžeme byť úplne istý správnosťou interpretácie pôvodu vĺn. Pri porovnaní tvaru vĺn pozorovaných kamerou VMC s údajmi z prístroja VeRa je rozumné predpokladať, že vlny súvisia s prúdením vzduchu nad oblasťou Ishtar Terra, a že topografia má rozhodujúci vplyv na cirkuláciu v atmosfére Venuše.

Tieto procesy boli predpovedané teoretickými modelmi, no doteraz neboli nikdy pozorované takto detailne. Porozumenie mechanizmom vplyvu povrchu na procesy v atmosfére je podstatné pre pochopenie zachovania rýchlej cirkulácie atmosféry na vrcholkoch oblakov.

Výsledky ukazujú mnohostrannosť sondy Venus Express schopnej skúmať rovnaký úkaz použitím dvoch nezávislých a odlišných techník.