2. osa: Päikesesüsteem

3. peatükk: Veenus

Veenus Päikesest lugedes teine (0,72 a.ü.) ning meile lähim planeet on peaaegu maakera suurune. Kui meil Maal Päike ega Kuu parasjagu ei paista, on Veenus kõige heledam ja inimese silmale kõige ilusam taevakeha. Antiikajal nähti temas armastuse ja ilu jumalannat ning roomlased pärandasid meile selle planeedi nimes oma jumalanna nime. Siseplaneedina ei kaugene Veenus Päikesest kunagi rohkem kui 49 kraadi. Rahvasuu nimetab teda seetõttu vastavalt olukorrale kas koidu- või ehatäheks. Planeet on kaetud tiheda pilvekihiga ja peegeldab Päikese valgusest 77%, kaks korda rohkem kui Maa. Juba sajandeid on teada, et Veenuse aasta kestab 225 maist ööpäeva, kuid alles paarkümmend aastat tagasi õnnestus USA astronoomil G. Pettingil radari abil kindlaks teha planeedi tavapärasele vastassuunaline pöörlemine. Ehkki üheks pöördeks kulub 243 Maa ööpäeva, on tiirlemise tõttu Veenuse päikeseööpäeva pikkus 117 ööpäeva. Maale lähenedes on Veenus alati sama küljega meie poole pööratud. Selle põhjuseks võib olla tõusu-mõõnajõudude mõju, kuid päris kindel see ei ole. Pilvede vahel ja all Veenuse atmosfäär koosneb põhiliselt süsihappegaasist, mida on 96,5%, sisaldades veel 3,4% lämmastikku ja vähesel määral vingugaasi, vääveldioksiidi ja veeauru. Täpsema analüüsiga leiab sealt ka vesinikku, hapnikku, mitmesuguseid vesiniku ja väävliühendeid ning inertgaase. Kuigi süsihappegaasi olemasolu tuvastati juba 1932. aastal, andis alles esimesena Veenuse atmosfääri sisenenud automaatjaama "Venera 4" otsemõõtmine 1967. aastal teada õhkkonna põhikomponentide tegeliku osakaalu. Päikese lähedus ja äärmine kasvuhooneefekt (süsihappegaasi, veeauru ja vääveldioksiidi mõju) teevad Veenusest päikesesüteemi kõige kuumema planeedi. Maanduda õnnestus Veenusel esimesena N. Liidu automaatjaamal "Venera 7" 1970. aastal. Selgus, et maandumiskohas oli temperatuur 475°C ja õhurõhk küündis 90 atmosfäärini! Nii suur rõhk valitseb Maa ookeanides kilomeetri sügavusel. Tugevad tuuled, puhudes päevapoolelt ööpoolele ja ekvaatorilt poolustele, ei lase kusagil tekkida olulisi temperatuurierinevusi. Süsihappegaas Veenuse atmosfääris laguneb valguse mõjul vingugaasiks ja hapnikuks. Kuna rekombinatsioon on aeglane, peaks kogu CO2 lagunema mõne aastatuhandega. Kõige tõenäosemalt aitavad vingugaasi süsihappegaasiks tagasi muuta katalüsaatorite HCl, NO ja NO2 osavõtt, kuna seejuures moodustuks just olemasolev kogus hapnikku. Üldse on Veenuse õhkkonna keemia väga keeruline, sest suure kuumuse tõttu peavad kõik atmosfääri mikrokomponendid peale inertgaaside ennast ülal väga agressiivselt. Näiteks väävelhape tekib pilvedes veest ja vääveldioksiidist süsihappegaasi ja vesinikkloriidi osavõtul. Analoogiliselt tekivad Maal stratosfääripilved ja tööstuslikud sudud. Madalamal kui 46 kilomeetrit toimub väävelhappe termiline lagunemine ning komponendid tõusevad jälle pilvedesse. 1967. aastal mõõtis prantslane A. Dolfus fotograafiliselt Veenuse pöörlemisperioodiks neli ööpäeva. Osutus, et ka temal oli õigus, sest Veenuse kollakasvalged pilved kihutavad pöörlemisele vastassuunas (idast läände) kiirusega 350 km/h, tehes täistiiru 100 tunniga, ehk umbes 60 korda kiiremini kui planeet ise. Pilvkate on mitmekihiline. Põhiline pilvekiht on keskeltläbi paarkümmend kilomeetrit paks, ta ulatub 60-70 kilomeetri kõrguseni ning sisaldab kontsentreeritud väävelhappe piisku läbimõõduga kuni 1 mikromeeter. Madalamad pilved on rikkad mitmesuguste ainete poolest. Osa pilvi sisaldab näiteks kloori, osa aga kuni sadakond tahket osakest kuupsentimeetri kohta. Veenuse pinnale lähemal pilved hõrenevad ning 30 kilomeetri kõrgusel kaovad sootuks. Ülespoole ulatub hõre udu 90 kilomeetrini. Pilvede põhikihis on nähtavus üllatavalt hea -- mitu kilomeetrit, kuid siiski on pilvkatte tõttu valgustatus Veenuse pinnal sada korda nõrgem kui Maal. Veenuse pinda ei näeks me ka pilvede puudumisel, sest atmosfäär on liiga paks ja tihe. Veenus -- Maa õde Omal ajal arvati, et Veenus peab olema väga Maa moodi. Veenuse läbimõõt (12100 km) ja keskmine tihedus (5,25 g/cm3) jäävad ju Maale alla vaid kahekümnendiku võrra, mass ainult viiendiku võrra. Kuidas siis sai juhtuda, et tingimused nende planeetide pinnal sedavõrd erinevad? Arvatavasti on selle põhjuseks vee puudumine Veenusel, sest nii imelik kui see ka pole, on süsihappegaasi mõlemal planeedil umbkaudu samapalju. Ka maa atmosfäär koosnes alguses põhiliselt süsihappegaasist, kuid vihmaveega reageerides moodustas ta süsihappe. See omakorda tekitas kaltsiumiga ühinedes lubjakivi. Veenusel jäi aga CO2 atmosfääri, kus ta oma tohutu hulga tõttu tekitab väga tugeva kasvuhooneefekti, millest paratamatult tuleneb ülikõrge temperatuur ja rõhk planeedi õhkkonnas ja pinnal. Suur kuumus ja õhurõhk määravadki tingimused Veenuse pinnal. Veenusel on nagu Maalgi troposfäär, kus gaasid on ühtlaselt segatud. Veenuse troposfäär on viis korda ulatuslikum ja viiskümmend korda tihedam kui Maa troposfäär. Suure soojusmahtuvuse pärast on planeedi pinnast kuni 90 kilomeetri kõrguseni õhutemperatuuri ööpäevane kõikumine vaid mõni kraad. Kuni 45 kilomeetri kõrguseni ei sõltu temperatuur laiusest. Kuni saja kilomeetri kõrguseni tõustes kasvab temperatuur ekvaatori lähedal koos kaugusega pinnast; pooluste läheduses aga temperatuur kas ei muutu või koguni langeb. Paari-kolmesaja kilomeetri kõrgusel on õhk sada kraadi külmem, Maal aga kuussada kraadi kuumem kui troposfääris. Kui Maa õhkkonda kuumutada Veenuse temperatuurini, siis ookeanid aurustuksid ja veeauru rõhk oleks 300 atmosfääri. (Tegelikult on meil veeauru rõhk alumistes õhukihtides umbes tuhandik atmosfääri.) Veenuse kaardist Kuna Veenust katab läbipaistmatu pilvkate, saab tema pinnast ülevaate kas maandurite või radarite abil. Seitsmekümnendate aastate lõpus õnnestus ameeriklastel Maalt raadiolokatsiooni kaudu saada kujutis umbes kümnendikust Veenuse pinnast lahutusvõimega mõnikümmend kilomeetrit. Esimene ulatuslikum kaart tehti "Pioneer-Venus'e" pardalt 1978. aastal, lahutus oli aga 20 korda kehvem kui Maalt. Ulatuslikumat ülevaadet Veenuse pinnavormidest annavadki vaid radarvaatlused nii Maalt kui ka orbiidilt. Peale "Pioneer-Venuse'e" on neid tehtud ka Venera 15 ja 16 pardalt (1983-1984), kuid kõige põhjalikuma uuringu viis läbi "Magellan" aastatel 1990-1994. Tema tehtud piltide lahutusvõime jäi vahemikku 120 m - 300 m. Veenus on üldiselt tasane: rohkem kui pool pindalast mahub poolekilomeetrilisse kõrgusvahemikku. Suurim kõrgustevahe on 12 kilomeetrit (Maal 20 kilomeetrit). Planeedi keskmise läbimõõdu suhtes võime tinglikult rääkida mandritest ja meredest. Põhjapoolkeral paikneb Austraalia suurune Ishtari maa või manner. Kontinendi idaosas asub Veenuse kõrgeim tipp Maxwelli mägi (12 kilomeetrit). Seda ümbritsevad ahelikud on vaid 2-3 kilomeetrit kõrged. Lõunapookeral paikneb umbes 7-10 kilomeetri kõrgune Aafrika suurune Aphrodite maa. Hiljem leiti kaugemal lõunas veel üks kontinent -- Lada maa. Eraldiseisvatest kõrgematest aladest pakub kõige rohkem huvi Beta regioon. Seal on kaks suurt vulkaani: Theia ja Rhea. Suurima läbimõõt on 820 kilomeetrit ja ta on 5 kilomeetrit kõrge, tema kraatri läbimõõt on 60 kuni 90 kilomeetrit. Võrdluseks märgime, et Marsi suurima vulkaani, Olympose mäe läbimõõt on 550 kilomeetrit läbimõõdus ja kõrgus 20 kilomeetrit ning Maa suurim vulkaan Mauna Loa Havail on 200 kilomeetrit läbimõõdus ja oma jalamilt 9 kilomeetri kõrgune. Ishtari maa lääneosas asub Lakshmi platoo. Selle kõrgus ümbritseva tasandi suhtes on 3-4 kilomeetrit. Tolle pinnal on kaks suurt lehtrit, Colette ja Sacajawea, mis meenutavad vulkaanilisi kaldeerasid Marsilt. Neist kahest noorema, Colette juures on näha ka laavavoogusid. Lakshmi platood ümbritsevad Akna ning Freyja mägede paralleelsed harjad ja orud, Maxwelli mäed ja Vesta astang. Näib, et nad on tekkinud horisontaalse kokkusurumise tagajärjel, mis on tüüpiline Maale, kuid ei esine Kuul ega Marsil. Lakshmi platoost ida suunas eemaldumisel muutub reljeef. Paralleelsed harjad ja orud asenduvad lühemate, üksteisega lõikuvate rõngakujuliselt või kaootiliselt paiknevate harjade ja orgude süsteemiga. Seda nimetatakse "parketiks" ja seda pole leitud mitte ühelgi teisel taevakehal. Tasandike keskel on kõrgendikud, mille pind meenutab tasandikke. Need on Beta, Bell'i, Ulfrun'i ja Metis'e regioonid, kõrgusega 2-4 kilomeetrit. Ka nendel on astanguid ja kraatreid. Kokku on Veenuse pinnal leitud 100 000 väikest ja mitusada suurt vulkaani, neist mõned võivad olla praegugi aktiivsed. Voolav laava on tekitanud voolusänge, neist suurima pikkus on ligi 7000 km. Muidugi on Veenusel ka suur hulk meteoriidikraatreid, kuid võrreldes vulkaanikraatritega on neid vähem. Suurima meteoriidikraatri Mead'i läbimõõt on 280 kilomeetrit. Peaaegu täielikult puuduvad meteoriidikraatrid läbimõõduga alla kahe kilomeetri, sest neid tekitada võivad meteoorid põlevad Veenuse tihedas atmosfääris lihtsalt ära. Ka on meteoriidikraatrid sageli parvena koos, sest neid tekitanud suurem meteoor on tihedas atmosfääris purunenud. (Purunemise jäägid võivad tekitada ka alla kahekilomeetrise läbimõõduga kraatreid.) Kraatrite keskmise tiheduse järgi pinnaühiku kohta on Veenus paiknevate basaltide vanus kuni 800 miljonit aastat, seega on nad tunduvalt nooremad kui Kuu merede basaldid (3 miljardit), kuid vanemad kui Maa basaldid. Veenuse pind näib olevat põhjalikult muutunud 300 kuni 500 miljonit aastat tagasi. Veenuse tasandikel on näha veel mõnekilomeetrilisi kuplitaolisi moodustisi, sageli kraatriga tipus, ning seljandike ja vagudega piirkondi pikkusega mõnituhat kilomeetrit ja laiusega kuni paarsada kilomeetrit. Ishtari maa lähedalt tasandikult leiti omapärased ringstruktuurid läbimõõduga 200-300 kilomeetrit, millele pole analoogi teistel planeetidel. Nende, "kroonideks" või "pärgadeks" nimetatud pinnavormide keskel asuvad kaootilise reljeefiga piirkonnad. Arvatavasti tekkisid "pärjad" sinna, kus pinnale tikkus ümbruskaudsete piirkondade kuumem aine. Millest koosneb Veenuse pind? Nii "Venera 10" ja "Venera 14" kui ka "Vega 1" ja "Vega 2" maandusid tasandikule. Nende mõõtmised näitasid, et pinnas on vulkaanilise koostisega. Tõenäoliselt koosnevadki Veenuse tasandikud põhiliselt basalt-laavast. Oma osa võib olla ka tuule poolt kantud vulkaanilisel tuhal ja liival. Sellist peeneteralist ainet on näha nelja "Venera" tüüpi automaatjaama maandumiskohtadest edastatud piltidel. Pinna keskmine vanus on miljard aastat, vaid vulkaanilis-tektoonilistel kõrgendikel on näha nooremaid moodustisi, kuid need katavad tühise osa pinnast. Seevastu Maal on alla miljardi aasta vanused moodustised valitsevad. "Vega 1" ja "Vega 2" maandusid Aphrodite maa põhjaosas, Russalka tasandikul. Gamma-spektromeetriga tehti kindlaks kaaliumi, uraani ja tooriumi kontsentratsioon, mis vastas basaldile. "Vega 2" maandumiskohas puuriti ja saadud proovist tehti röntgenfluorestsentsmeetodil analüüs. See näitas, et pinnas on normaalse aluselisusega ning on elementide sisalduse poolest sarnane maisele, magmast tekkinud umbes ühe protsendi vett sisaldavale pinnasele. Tekkis lootus vee olemasolule Veenuse tuumas. Palju oli proovis ka väävlit ning ilmselt on selles süüdi atmosfäär. Automaatjaamade "Venera 9" ja "Venera 10" pildid näitasid jämedateralisel pinnasel lebavaid lamedaid kive ja vulkaanilise päritoluga pinnast, mis on erineval määral erosioonist rikutud. Kuna kivid on teravate nurkadega, on nad kas hiljuti murdunud või on erosioon pinnal aeglane. Radioaktiivsuse mõõtmine andis pinnase koostiseks ühel juhul graniidi, teisel juhul basaldi. "Venera 13", mille kaamera lahutusvõime oli 4-5 mm, pildistas lapikute, kuni viiesentimeetriste kividega kaetud kaljust tasandikku. Kivide vahelt paistis tumedate tolmuse aine laikudena planeedi pinnas. "Venera 14" nägi tasaseid kihte paksusega 1 kuni 10 cm ja horisondini ulatuvaid murtuid kiviplaate. Tolmu polnud näha. Kihiline pinnas meenutab mingeid settekivimeid. Veenusel toimub settimine loomulikult atmosfääris, mitte vees. Veenuse suur keskmine tihedus lubab oletada raud-nikkeltuuma olemasolu. Sellegipoolest pole planeedil magnetvälja õnnestunud avastada. Arvatavasti on magnetvälja puudumise põhjuseks aeglane pöörlemine.

[ Peatüki indeks | Õpiku tekst | Illustratsioonid | Viited | Kordamisküsimused ]

• Eelmine peatükk: Merkuur
• Järgmine peatükk: Maa ja Kuu
• Sisukord
• Täiendavad tekstid

Õpiku tegijad / opik@obs.ee © Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-98 15. november 1998

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.