Die Venus

Die Venus

Allgemeines

Die Venus Quelle: NASA

Die Venus
Quelle: NASA

Die Venus ist nach Sonne und Mond das hellste Objekt am Himmel. Wegen ihrer Nähe zur Sonne ist Venus entweder nach Sonnenuntergang oder vor Sonnenaufgang nur kurz am Nachthimmel zu sehen. Wie bei Merkur wurde geglaubt, dass es sich bei ihr um zwei verschiedene Himmelskörper handelt: Eosphorus, der Morgenstern und Hesperus, der Abendstern.
Als Planet, dessen Umlaufbahn sich zwischen Erde und Sonne befindet (innerer Planet), sind die Phasen der Venus gut zu erkennen und veranlassten Galilei unter anderem das Bild des heliozentrischen Sonnensystems zu erkennen.
Venus ist von der Sonne aus der zweite Planet des Sonnensystems und hat eine nahezu kreisförmige Umlaufbahn (Exzentrizität weniger als 1 %). Die Rotationsdauer um die eigene Achse, also ein Venustag, dauert 243 Erdtage, sogar ein wenig länger als ein Venusjahr und die Rotation ist gegenläufig, das heiß sie rotiert um ihre eigene Achse in eine andere Richtung als die Erde. So geht auf ihr die Sonne im Westen auf und im Osten unter. Sie ist nur wenig kleiner als die Erde (80 % Erdmasse, 95 % Erddurchmesser) und ist 0,72 AU (Astronomische Einheit) von der Sonne entfernt. Sie besitzt wenige Einschlagskrater, was auf eine junge Oberfläche hinweist. Der Druck, der an ihrer Oberfläche herrscht, ist mit 90 Atmosphären extrem hoch. Die Atmosphäre besteht zu 96 % aus CO2, wodurch ein Treibhauseffekt die Oberfläche auf ca. 740 K (entspricht 467 °C) aufheizt. Obwohl sie weiter von der Sonne entfernt ist als Merkur, ist sie heißer. Weiterhin besteht die Atmosphäre aus 3,5 % Stickstoff, 0,135 % Wasserdampf, Spuren von Schwefeldioxid, molekularem Sauerstoff, Helium, Argon und Neon. Zwischen 30 km und 48 km Höhe befindet sich eine wolkenarme Dunstschicht, darüber bis 70 km die am stärksten bewölkte Schicht und darüber wieder eine Dunstschicht. Die Ionosphäre besteht aus zwei Schichten. Der schwefelsäurehaltige Regen auf der Venus erreicht den Boden nicht, da er aufgrund der hohen Temperaturen vorher verdampft.
Während an der Oberfläche geringe Windstärken herrschen, sind die Winde in der Hochatmosphäre sehr stark mit Windgeschwindigkeiten bis zu 400 km/h. Daher dauert die Rotation der Hochatmosphäre im Gegensatz zur Oberfläche auch nur fünf Tage; dieses Phänomen wird auch als “Superrotation” bezeichnet. Die Venus besitzt, im Gegensatz zur Erde, kein Magnetfeld.

Aufbau

Der innere Aufbau der Venus Quelle: ESA

Der innere Aufbau der Venus
Quelle: ESA

Die Venus gehört zu den terrestrischen, also erdähnlichen Planeten. Es wird vermutet, dass der Schalenaufbau dem der Erde sehr ähnlich ist, also einem Eisenkern mit einem Mantel und einer darüber liegenden Kruste. Durch Konvektion verursachte Spannungen bauen sich allerdings in vielen kleinen Gebieten ab und nicht wie bei der Erde hauptsächlich an Kontinentalplatten.
Da keine kleineren Meteoritenkrater auf der Oberfläche gefungen wurden, kann man davon ausgehen, dass kleinere Meteoriten in der dichten Atmosphäre verglühen, bevor sie den Boden erreichen. Auch treten Krater gebündelt auf, was daran liegen kann, dass größere Objekte beim Eintritt in die Atmosphäre zerbrechen.
Die ältesten Gebiete der Venus werden auf 800 Millionen Jahre geschätzt und es wird vermutet, dass Vulkanismus ältere Oberflächen umwandelte, wodurch auch größere Meteoritenkrater zerstört wurden. Anzeichen für Vulkanismus sind sogenannte Pfannkuchenvulkane, die von eruptierter zäher Lava stammen und Coronae, eingestürzte Hohlräume oberhalb von Lavakammern.

Oberfläche

Radarbild der Venus-Oberfläche Quelle: ESA

Radarbild der Venus-Oberfläche
Quelle: ESA

Die Oberfläche der Venus besteht zu 60 % aus leichten Erhebungen und Senken (+/- 500m), es gibt aber auch hohe Gebirgszüge. 90 % der Oberfläche sind vulkanisch entstanden wobei die größten Vulkane einen Durchmesser von bis zu 350 km haben. Es existieren ebenfalls Lavaströme, der längste, Mylitta Fluctus, hat eine Länge von 800 km. Dies weist auf dünnflüssige Laven und hohe Produktionsraten hin. Die höchsten Erhebungen sind die Maxwell Montes, die bis zu 11.800 m hoch sind.
Die erste Raumsonde die zur Venus flog, war Mariner 2 im Jahre 1962. Im Laufe der darauf folgenden Jahre wurde der Planet von über 20 weiteren Sonden besucht. So z. B. die sowjetische Sonde Venera 7, die als erste auf einem anderen Planeten landen sollte, sowie Verena 9, die als erste Fotos von der Oberfläche zurück zur Erde sendete. Mit Hilfe der US-Sonde Magellan konnten durch Radarabtastungen detaillierte Karten der Venusoberfläche erstellt werden. Da die dichte Wolkenhülle den Blick auf die Oberfläche verhindert, sind dies die einzigen Quellen, aus denen unsere Kenntnisse der Venusoberfläche stammen.

Physikalische Eigenschaften

Masse 4,8685 * 104 kg
Volumen 92,843 * 1010 km3
Äquatorialradius 6051 km
Polarradius 6051 km
mittlerer Radius 6051 km
Fluchtgeschwindigkeit 10,36 km/s
Oberflächenschwerkraft 8,87 m/s2
mittlere Dichte 5243 kg/m3
natürliche Satelliten keine

Bahneigenschaften

große Halbachse 108,21 * 106 km
Aphel (sonnennächster Punkt) 108,94 * 106 km
Perihel (sonnenfernster Punkt) 107,48 * 106 km
Bahnexzentrizität 0,0067
Bahnneigung 3,39 Grad
Tageslänge 2802 h
Neigung gegen die Bahnebene 177,36 Grad