Tak podobné a zároveň tak rozdílné - příběh Země a Venuše

Pro porozumění dynamickým procesům na mimozemských planetách je důležitý výzkum vlastností jejich povrchů. Celkový obrázek Venuše poskytla mise Magellan v letech 1989–1994. Popsány byly náhorní plošiny i velké sopky. Ačkoliv je povrch Venuše primárně bazaltový, podobně jako části Země, úbočí štítových sopek jsou mírnější a připomínají spíše dlouhé toky bazaltové lávy.

3D model povrchu Venuše získaný z dat mise Magellan.
zdroj: Wikipedia (NASA tým mise Magellan)

Mise Magellan také potvrdila výsledky předchozích studií, například výskyt poměrně malého množství kráterů. Ten navádí vědce k myšlence, že kůra Venuše je o hodně mladší, než je tomu u Měsíce nebo na Marsu. Proč by to tak mělo být? „Je to kvůli tomu, že Venuše má hustší atmosféru než Země. To způsobuje větší tření díky slapové deformaci od Slunce. Jak Venuše rotuje, tak se mírně deformuje a místo koule se z Venuše stále dělá díky přitažlivosti ze Slunce, taková šiška, která směřuje ke Slunci. Jak Země, tak i Venuše v minulosti rotovaly pravděpodobně stejnou frekvencí. Protože obě planety mají podobnou hmotu a atmosféru, obě svojí rotací zpomalují. Významný podíl má deformace atmosféry, která vytváří tzv. brzdu koule, která se pod atmosférou otáčí. Protože Venuše má hustší atmosféru nežli Země, rotace Venuše je bržděná mnohem efektivněji nežli rotace Země. Předpokládejme, že obě planety měly deskovou tektoniku, tzn. vnitřní konvekci materiálu, která umožnila distribuci tepla akumulovaného uvnitř planety rozpadem radioaktivních prvků. Původní rotace obou planet vytvářely významný moment setrvačnosti, který působil podobně jako, když roztočíme setrvačník na stole. Pokud se setrvačník točí, je stabilní a stojí na své noze, pokud se zpomalí, začne vibrovat, a nakonec spadne a přestane se točit.  Moment setrvačnosti tedy dodává planetám stabilitu v prostoru, pokud rotují dostatečně rychle. Pokud se ale zpomalí, jejich osa rotace začne být nestabilní a osa rotace začne se otáčet v prostoru. Právě to se stalo Venuši. Jak se Venuše díky slapovému brždění zpomalovala v rotaci, její rotační osa začala být nestabilní a severní rotační Venušin pól se začal otáčet ze severní hemisféry směrem na jih, až se rotační pól Venuše dostal úplně na jih. A díky tomu má Venuše pomalou rotaci proti směru všech ostatních planet,“ vysvětluje autor studie Gunther Kletetschka.

Jak ale rotace Venuše souvisí s deskovou tektonikou? „Pokud planeta rotuje tak, že má významný rotační moment setrvačnosti (Země), její vnitřní konvekce má symetrii okolo své rotační osy, a to umožnuje vznik deskové tektoniky tak, jak ji vidíme na Zemi. Pokud se ale rotace planety zpomalí až do té míry, že planeta ztratí svoji rotační stabilitu, také její konvekce uvnitř ztratí svoji rotační symetrii, a tím se zastaví i desková tektonika planety. A to se zřejmě událo planetě Venuši. Jak se zpomalila a její osa se začala otáčet, desková tektonika ustala. Podle výpočtů Venuše ztratila svoji rotační stabilitu asi před 800 miliony lety (na Zemi bylo období Precambrian),“ popisuje Gunther Kletetschka.

Povrch Venuše tedy není tak pohyblivý, jako ten pozemský. Zatím se totiž nepodařilo najít žádné důkazy o tektonické aktivitě v současnosti. V historii tomu však bylo jinak a významnou pohyblivost litosférických desek Venuše dokazuje dodnes silné ztluštění kůry planety například v oblasti zkoumané plošiny Lakshmi Planum.

Sonda Magellan.
zdroj: Wikipedia (NASA tým mise Magellan)

Nová studie pod vedením Gunthera Kletetschky srovnává geologii vybraných částí Země a Venuše na základě jejich gravitačních modelů a z nich plynoucích anomálií v daných oblastech. Cílem výzkumu bylo vyplnit mezeru ve vědeckých datech, kterou je nedořešená tektonika povrchu Venuše. Gravitační model pro Venuši pocházel z již zmíněné mise Magellan, pro Zemi vědci využili modelu z mise GOCE, která sbírala data mezi lety 2009 a 2013. Problémem se stalo rozlišení těchto dat. Aby byly modely srovnatelné, museli výzkumní pracovníci přistoupit ke snížení rozlišení gravitačního modelu Země, a to o několik řádů.

Vědci porovnali oblasti Indicko-Eurasijské kontaktní zóny v oblasti pohoří Himaláj na Zemi a kontaktní zónu v oblasti Lakshmi Planum na Venuši. Ačkoliv z dřívějších studií vycházel předpoklad, že Lakshmi se propadá do své severní části, nynější data tomu nenasvědčují a srovnávají tuto oblast spíše s pasivním okrajem tektonické desky okolo Indického poloostrova. Další parametry zkoumají deformace na styku zón. Naznačují, že deformační procesy na styku rozcházejících se tektonických desek jsou na Zemi dokonce slabší než na Venuši.

Karimi, K., Kletetschka, G. & Meier, V. Comparison between the geological features of Venus and Earth based on gravity aspects. Sci Rep 13, 12259 (2023).

Za rozsáhlou spolupráci na článku patří poděkování Guntherovi Kletetschkovi.

Magda Křelinová