În acest articol ne propunem să discutăm despre planeta Venus: ce știm despre ea, ce misiuni spatiale au avut loc pentru Venus, ba chiar un pic despre politica cercetării.
Lumina reflectată de Venus este mai puternică decât cea a celorlalte stele ale nopţii
Politica cercetării
Pentru ca autoritatea Statelor Unite pentru finanţarea programelor ştiinţifice să sprijine viitoare misiuni de explorare ale corpurilor din Sistemul Solar, comitetele științifice alcătuiesc rapoarte periodice, pe profile disciplinare, pentru prioritățile următorilor 10 ani. Spre exemplu, misiunea Casini-Huygens este un rezultat direct al acestor tipuri de rapoarte. Aceste rapoarte trebuie însă să acopere o perioadă de 10 ani, care poate fi totuși puțin cam mare pentru a decide misiuni ştiinţifice avansate, datorită vitezei evoluției științifice și tehnologice rapide. Aceste rapoarte mai sunt accesate și de către membrii Congresului SUA, pentru a stabili priotitățile pentru viitoarele misiuni NASA, dar sunt de folos şi studenților proaspăt absolvenți, în căuatare de subiecte actuale pentru studiile doctorale, post-doctoarale sau o viitoare carieră.
VEXAG (Venus Exploration Analysis Group) este un grup de experţi creat de NASA pentru a identifica priorităţile ştiinţifice și strategiile pentru explorarea planetei Venus. Un grup similar există și pentru alte direcții de cercetare (pentru Marte sau Lună, de pildă). Rezultatele VEXAG vor fi trimise către NASA, dar VEXAG nu poate face recomandări directe, NASA fiind cea care va avea ultimul cuvânt în luarea unei decizii.
A şasea întâlnire VEXAG (25 februarie 2009) este prima la care s-a încercat un format nou, cu accesul studenţilor atât în plen, cît și la întâlnirile grupurilor de discuţii.
Misiune spre Venus
Misiunile NASA pentru studiul sistemului solar sunt de trei tipuri, în funcţie de amploare și de bugetul alocat:
• Discovery, cu un buget de aproximativ 500 milioane USD, misiuni care includ Messenger (Mercur), Pathfinder (Marte), Lunar Prospector (Lună), Deep Impact, Stardust, Dawn, Genesis (vânt solar), Kepler (detecție de planete asemănătoare cu Pământul);
• New Frontiers, au un buget de până la un miliard de USD şi cuprind următoarele misiuni prezente sau viitoare: New Horizons (Pluto, Kuiper), Juno (Jupiter), misiuni spre Lună sau Venus fly-by;
• Flagship Missions, misiuni de prim rang, cu un buget de câteva (2-5) miliarde USD, care nu mai pot fi finanţate prin New Frontiers. Cassini-Huygens este un exemplu. Europa Explorer și Venus Mobile Explorer sunt proiecte de Flagship Missions.
Se prevede realizarea unei misiuni de tip Flagship spre Venus, undeva între 2020-2025. Decizia pentru această misiune va fi luată de NASA, pe baza raportului alcătuit după concluziile stabilite în cadrul întâlnirilor VEXAG. Acest grup va propune obiectivele misiunii și modul de realizare a acestora. Costurile acestei misiuni vor fi undeva în jurul valorii de 3-4 miliarde de USD iar primele estimări sugerează că bugetul nu va fi depăşit. Statele Unite au un handicap în ceea ce priveşte explorarea planetei vecine, atât de asemănătoare, dar în acelaşi timp, atât de diferite de Pământ. Dacă în anii ’60 sovieticii lansau regulat misiuni spre Venus, ajungând să trimită primele imagini de pe suprafaţa planetei, în prezent Agenţia Spaţială Europeană menţine viu interesul pentru Venus, sonda Venus Express fiind momentan pe orbită, unde se va întâlni în curând cu o sondă japoneză, Planet-C, care va fi lansată în cursul anului 2010. Explorarea planetei Venus este extrem de dificilă, datorită norilor groşi care înconjoară întreaga planetă. Singurele detalii despre suprafaţa acesteia le avem din misiunile sovietice şi de la datele radar înregistrate de pe orbită sau din zboruri de survolare americane sau ruseşti (sovietice). Venus planeta vecină cu noi, este a doua planetă de la Soare după Mercur, are un diametru apropiat de diametrul Pământului (95% din acesta). Astfel, cele două planete au avut un start aproape identic al formarea sistemului solar, dar în timp ce Pământul este acoperit de apă şi vegetaţie, Venus este probabil cea mai bună descriere pentru iad: temperaturi şi presiuni extreme, atmosferă acidă, cu nori de acid sulfuric.
Momentan, există trei mari puncte de interes pentru o misiune ştiinţifică pe Venus:
• Originea și evoluția lui Venus;
• Venus ca planetă: care sunt procesele care au acţionat și care acţionează pe suprafaţa sa (procesele geologice venusiene nu sunt încă bine înţelese);
• Ce ne poate spune Venus despre viitorul Pământului? (Efectul de seră avansat de pe Venus ne poate oferi indicii despre viitorul proceselor din atmosfera Pământului).
Misiunea (fără echipaj uman) va consta dintr-o sondă plasată pe orbita lui Venus și două vehicule care vor conține câte un lander și câte un balon. Landerele vor opera de pe suprafaţa planetei iar baloanele vor pluti în atmosfera densă acesteia. Două lansări vor fi necesare (folosind rachete Atlas V, două lansări Atlas V fiind mult mai ieftine decât o lansare Ares V, care probabil va fi disponibilă până în 2020). Prima sondă ajunsă în vecinătatea lui Venus va fi orbiterul, cu 3.5 luni în avans față de cele două landere și baloane atmosferice. Orbiterul va funcţiona ca un releu de comunicaţii între instrumentele din atmosfera și de pe suprafaţa planetei și Pământ. Landerele vor parcurge 1 oră prin atmosfera lui Venus și probabil 5 ore pe suprafaţa sa. În tot acest timp, vor efectua măsurători și vor transmite date spre Pământ, folosind sonda aflată pe orbită. Baloanele vor funcţiona probabil aproximativ 5 luni în atmosfera venusiană, la o altitudine de 55 km. După ce instrumentele din atmosferă şi de pe suprafaţa planetei nu vor mai funcţiona, sonda de pe orbită va începe să facă măsurători, care probabil vor dura 2 ani.
Structura planetei Venus
Venus este formată din nucleu, magmă și manta, asemănătoare, la acest capitol, cu Pământul. Nucleul lui Venus este probabil bogat în Fe, rocile sunt bazaltice, granitice, mafice și alcaline. Siliciul se găsesște în canități mari pe Venus. Pe suprafața planetei, au fost observați vulcani de câțiva kilometri în diametru. Argumente pentru vulcanismul de tip bazaltic ar putea fi faptul că lava este fluidă, cu puțin conținut în siliciu, care ar forma domurile observate pe suprafața planetei. Pe de altă parte, înălțimile mari nu pot fi explicate folosind teoria vulcanismului bazaltic. Domurile vulcanice, formațiunile de tip “clătită” (pancake) sunt argumente pentru un vulcanism felsic. Cauza acestor formațiuni ar putea fi acumulări de gaze sub suprafață, care după un anumit prag de presiune ies la suprafață, antrenând și material din manta. Mantaua Pământului este asemănătoare cu cea a lui Venus, dar analizată însă în detaliu, se pot detecta diferențe importante. Spre deosebire de Pământ, pe Venus există o cuplare mai directă dintre manta și supafață, astfel încât efectul mantalei asupra suprafaței este mult mai direct. Suprafața lui Venus este lipsită de cratere evidente, ceea ce denotă o suprafață tânără, în permanentă schimbare. Probabil actuala suprafață a fost formată numai în ultima 10-15% parte a vieții planetei. De aceea, caracteristicile geologice nu se conservă la supafața lui Venus, dar rocile păstrează informații despre trecutul planetei.
Formațiunile de pe suprafața lui Venus sunt câmpiile (probabil fundul vechilor oceane), tessera (formațiuni specifice lui Venus, care nu au fost întâlnite pe alte planete) și munții. Tessera sunt alcătuite din materiale deformate provenite din câmpii, probabil au evoluat din câmpii de lavă, dar trebuie reținut că acestea nu sunt câmpii și nu toate acestea sunt identice și ne pot furniza informații despre prima 80% perioada din viața planetei Venus. Este posibil ca printre materialele constituente să fie și fragmente din suprafața primordială a planetei. În prezent, vulcanismul există pe aceste tessera. Aceste formațiuni sunt de un mare interes științific. Este foarte posibil ca în trecut să fi existat oceane cu apă lichidă pe suprafața lui Venus. Cristalele de ZrSiO4 ne poate spune multe despre apa lichidă de pe Venus. Vechile landere de pe suprafața lui Venus nu funcționau mai mult de câteva ore, deoarece temperatura mare din mediul ambient pătrundea prin stratul protector al sondei și afecta până la distrugere componentele electronice. Baloanele care au fost proiectate să plutească în atmosfera venusiană au fost acoperite cu teflon, pentru protecţie termică și chimică la coborârea prin atmosfera extrem de acidă.
Atmosfera planetei Venus
Atmosfera lui Venus conţine 96.5% CO2 și are la suprafață o presiune de 90-95 bar. Azotul (N2) se află într-o proporţie de 3.5%. Gazele cu efect de seră care se pot găsi în atmosfera lui Venus sunt apa, acidul sulfuric, clorhidric sau fluorhidric, iar norii sunt formaţi din suflaţi, apă şi acid sulfuric. Gaze nobile, precum neonul, argonul, xenonul sau krypton pot de asemenea fi găsite în atmosfera venusiană. Apa contribuie într-o proporţie destul de mare la efectul de seră din cauza faptului că este prezentă sub formă de vapori. Spre deosebire de Pământ, unde căldura de la Soare este în mare parte absorbită pe suprafaţa planetei, pe Venus căldura primită de la Soare este absorbită în stratul de nori din atmosferă, ceea ce crează o zonă de instabilitate accentuată. Sub plafonul de nori, precum şi în partea ei superioară, atmosfera venusiană este stabilă.
Norii de pe Venus nu sunt extrem de denși, astfel încât probabil permit o vizibilitate de până la 1 km. Probabil există și ploaie pe Venus, dar apa și în formă lichidă nu ajunge pe suprafața planetei, ea evaporându-se în atmosferă (la o înălţime de 50 km) și trecând astfel din nou în stare de vapori. În jur de 60 km, pH-ul norilor este variază între -2.7 și -1.7. Densitatea atmosferei este destul de mare, aproximativ o zecime (1/10) din densitatea apei.
Izotopul argon-40 se găsește într-o abundență de 4 ori mai mică decât pe Pământ. Acest lucru probabil se datorează provenienței izotopului din descompunerea radioactivă a potasiului-40 din crusta planetei. Ori izotopul potasiu-40 se află într-o cantitate de 4 ori mai mică pe Venus decât pe Pământ, ori Venus este încă o planetă activă din acest punct de vedere și nu tot potasiul-40 din crustă s-a descompus în argon-40, acest proces fiind și în acest moment în desfăşurare. În crustă, izotopul radioactiv potasiu-40 este o importantă sursă de căldură. Conţinutul de potasiu în planete scade pe măsură ce distanţa de Soare creşte. Deşi cantitatea totală de potasiu din Venus este redusă, există totuşi tipuri de roci bogate în potasiu pe suprafaţa lui Venus.
Momentan nu se știe dacă au existat sau nu oceane în trecutul lui Venus, cât de mult de spune efectul de seră din acest moment despre schimbările climatice și dacă puteam cumva face legătura între schimbările climatice de pe Venus din trecut cu cele de pe Pământ. Izotopii de oxigen şi crom sunt diferiţi de la un corp al sistemului solar la altul. Formaţiunile mai noi au o semnătură radar mai clară, ceea ce pe hărțile furnizate de probe dotate cu radar pe care le avem momentan, acestea apar mai clar decât formaţiunile mai vechi, care au un contrast mai slab, probabil din cauza prafului depus pe aceste roci.
Informaţiile prezente aici se doresc un rezumat al notiţelor personale de la discuţiile și prezentările întâlnirii VEXAG și a workshopului Venus Geochemistry: Progress, Prospects and Future Missions din 25 – 27 februarie 2009, care au avut loc la Centrul Spaţial Johnson din Houston, Texas.
Imaginea de mai sus este o imagine compusă din date radar culese luată de sonda Magellan, lansată la bordul navetei spaţiale în 1989 şi plasată pe orbita lui Venus din 1990. Sonda a funcţionat 4 ani, când comunicaţiile radio s-au întrerupt la pătrunderea controlată a sondei în atmosfera venusiană. Au fost folosite pentru prelucrarea finală a imaginii şi date din misiunile Pioneer şi Venera.
Mai multe detalii despre explorarea planetei Venus pot fi găsite la VenusWatch.com.
Articol scris pentru Parsec.ro şi preluat cu permisiune.
