The Planet Venus

The planet Venus

General

Die Venus Quelle: NASA

Die Venus
Quelle: NASA

With the exception of Sun and Moon, Venus is the brightest object in the sky. Similar to Mercury people thought of Venus as two different objects: Phosphorus, the morning star Hesperus, the evening star.
As planet, which orbits between Earth and Sun, the phases of Venus can be easily seen what amongst other things was the reason for Galilei to identify the figure of the heliocentric system.
Seen from the Sun, Venus is the second planet in the solar system and executes a nearly circular orbit (eccentricity less than 1%). The rotation around Venus’ own axis, e.g. one Venus day, lasts 243 Earth days, which is even a bit longer than a Venus year. The rotation is retrograde, what means that Venus rotates the other way around as most bodies in the solar system, what causes a sunrise in the west and sunset in the east. The size of Venus is almost similar to Earth’s size (80% Earth’s mass, 95% Earth’s diameter) and the distance to the sun is about 0,72 AU (Astronomical Units). The very few meteor craters provide an indicator for a young surface and the surface pressure is very high with about 90 atm. Venus’ atmosphere consists to 96% of CO2 what causes a greenhouse effect which heats Venus’ surface to about 740 K (467 °C). So although more distant to the Sun, Venus is hotter than Mercury. The rest of Venus atmosphere is a composition of nitrogen (3,5%), water vapor (0,135%), traces of sulfur dioxide, molecular oxygen, helium, argon an neon. Between 30 km and 48 km altitude resides a layer of dust poor of clouds. Up to 70 km there is a very thick cloud layer and above again a layer of dust. The ionosphere consists of two layers. The containing sulfuric acid rain on Venus doesn’t reach it’s surface, because it evaporates before due to the high temperatures.
While near the surface dominate low wind speeds, the wind speeds in the upper atmosphere are even stronger with speeds up to 400 km/h. Therefore the rotation of Venus’ upper atmosphere lasts only 5 days; this phenomenon is also called “super rotation”. In contrast to Earth, Venus exhibits no magnetic field.

Composition

Der innere Aufbau der Venus Quelle: ESA

Der innere Aufbau der Venus
Quelle: ESA

Venus is one of the terrestrial planets, e.g. planets similar to Earth. People guess that the shell composition is similar to the one on Earth, e.g. an iron core with a mantle and a crust above. 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