Die Venus

Unser Schwesterplanet

Rotation und Bahn

Atmosphäre

Was ist eine Albedo?

Oberfläche

Planeteninneres

Planetendaten

Unser Schwesterplanet

Als nächster Nachbar ist die Venus bei größter Annäherung "nur" 41 Millionen [km] von der Erde entfernt. Nach Sonne und Mond ist sie damit das hellste Gestirn am Firmament, mit einer visuellen Helligkeit von -3m bis -4m ist sie schon in der einsetzenden Dämmerung als Morgen- oder Abendstern zu sehen.

Venus- unsere Schwester
Venus - unsere Schwester
Mit einem Durchmesser von 12104 [km] ist sie fast so groß wie die Erde, auch in der mittleren Dichte, ihrer Schwerkraft erreicht sie fast Erdwerte und weist eine dichte Atmosphäre auf. Nicht umsonst bezeichnet man sie deshalb als unseren Schwesterplaneten.

Copyright Calvin J. Hamilton, www.solarviews.com

Noch bis in die frühen sechziger Jahre des letzen Jahrhunderts hielt man es für möglich, dass auf der Venus Leben existieren könnte, oder zumindest erdähnliche Bedingungen auf ihr herrschten. Schuld daran war sicherlich die sehr dichte Atmosphäre, die keinen Blick auf ihre Oberfläche zuließ und auch sonst alle Messungen erschwerte. Erst mit den vielen interplanetarischen Missionen, Sonden wie Venus Orbiter, Venera oder Magellan erhielten wir seit 1967 die Gewissheit, dass wir von den Venusbewohnern nichts zu befürchten haben...


Rotation und Bahn

Venus umläuft die Sonne in 224,7 Tagen und hat dabei eine mittlere Geschwindigkeit von 35,02 [km·s-1]. Ihre Bahn ist ellipsenförmig mit einem großen Halbmesser von rund 108 Millionen [km], allerdings weist sie die geringste Exzentrizität aller Planetenbahnen des Sonnensystems auf.

Scheinbarer Durchmesser und Phasenwechsel
Scheinbarer Durchmesser und Phasenwechsel
Die Venusbahn, von der Erde aus gesehen. Venus kann der Erde bis auf 41 Millionen [km] nahe kommen, das ist der erdnächste Punkt, untere Konjunktion genannt. Sie kann sich in der oberen Konjunktion allerdings auch bis auf 257 Millionen [km] entfernen. Damit schwankt ihr scheinbarer Durchmesser erheblich, zwischen 10'' und 60''. Aus der Skizze geht auch hervor, wieso wir bei der Venus einen Phasenwechsel beobachten. Steht sie in der unteren Konjunktion, hat sie zwar den größten scheinbaren Durchmesser, ihre Tagseite ist aber der Sonne zugewandt. In der oberen Konjunktion sehen wir dann die voll beleuchtete Scheibe, die nun allerdings den kleinsten Winkeldurchmesser aufweist. Ihre größte Helligkeit erreicht Venus etwa 35 Tage vor oder nach der unteren Konjunktion, wenn die Sichel stark verlängert erscheint. Diesen Effekt bezeichnet man auch als "Übergreifen der Hörnerspitzen", er beruht auf der starken Lichtstreuung der dichten Atmosphäre.

Eingezeichnet ist noch die größte (östliche) Elongation. Das ist der größte messbare Winkel der gedachten Verbindungslinie von Sonne und Planet.

Bei der Venus kann die östliche bzw. westliche Elongation 47° betragen, beim Merkur nur 27°, die Elongationen der äußeren Planeten können jeden Wert zwischen 0° und 180° annehmen. Die Venus wandert am Firmament zwischen westlicher und östlicher Elongation innerhalb von 584 Tagen hin und her. Allerdings sind die Zeiten durch die unterschiedlichen Bewegungen von Erde und Venus verschieden lang: Braucht Venus von der größten östlichen Elongation über die untere Konjunktion bis zur größten westlichen Elongation 144 Tage, dauert die Wanderung nun über die obere Konjunktion zurück zur größten östlichen Elongation rund 440 Tage.


Erst durch Radarmessungen in den frühen sechziger Jahren des vergangenen Jahrhunderts konnte die Rotationsdauer der Venus bestimmt werden.

Rotation der Venus
Rotation der Venus
Wenn Sie möchten, können Sie durch Anklicken des Bildes eine Animation der Venusrotation im MPEG- Format betrachten (794 KB). Voraussetzung ist natürlich, dass auf Ihrem Rechner ein entsprechendes Programm zur Wiedergabe dieses Videoformats installiert ist.

Die Rotationsperiode dauert ganze 243 Erdtage und ist damit sogar länger wie ihre Bahnperiode von 225 Tagen. Zudem dreht sich Venus "verkehrt" herum, sie rotiert umgekehrt ("retrogard") wie die meisten andern Planeten des Sonnensystems.

Copyright Calvin J. Hamilton, www.solarviews.com


Atmosphäre

Ein Besucher auf der Venusoberfläche müsste eine kräftige Lunge besitzen! 40fache Dichte und ein atmosphärischer Druck, 90mal höher als auf dem Erdboden, gilt es zu bewältigen! Das entspricht dem Druck, den wir 1000 [m] unter dem Meeresspiegel verspüren würden. Von außen gesehen ist nur eine stets geschlossene Wolkendecke zu erkennen mit wenigen Einzelheiten. Die Venus"luft" besteht zu 96% aus Kohlendioxid, 3% Stickstoff, der Rest besteht aus Wasser (0,003%), den Edelgasen Argon (0,007%) und Neon sowie Chlor- und Fluorwasserstoff und Schwefeldioxid (letztere vornehmlich größer konzentriert in den höheren Atmosphärenschichten). Eine wirklich "ätzende" Atmosphäre also, zumal die Wolkendecke der Venus in der Hauptsache aus Schwefelsäuretröpfchen besteht. Durch die dichte Wolkendecke reflektiert die Venus viel Licht, ihre Albedo liegt bei 0,76.


Was ist eine Albedo?

Unter der Albedo (lat. albus, weiß) versteht man das Rückstrahlungsvermögen einer streuend reflektierenden, nicht spiegelnden Oberfläche. Man unterscheidet dabei zwischen der sphärischen und der geometrischen Albedo. Die sphärische Albedo ist das Verhältnis der Lichtmenge, die von einer kugelförmigen Oberfläche in alle Richtungen reflektiert wird zur parallel einfallenden Lichtmenge. Das Verhältnis der Lichtmenge, die von der Scheibe eines Himmelskörpers reflektiert wird zur Lichtmenge, die von einer gleich großen weißen Scheibe zurück geworfen wird nennt man die geometrische Albedo.


Von großem Interesse für die Astronomen ist natürlich die Albedo eines nicht selbst strahlenden Himmelskörpers, also eines Planeten, Asteroiden oder Mondes des Sonnensystems. Diese Körper reflektieren lediglich das von der Sonne empfangene Licht, die Albedo ist deshalb abhängig von der Distanz des betrachteten Körpers zur Sonne sowie von seiner Größe und Oberflächenbeschaffenheit. Man kann die Albedo dann berechnen, wenn man die Sonnenentfernung und die Größe des Körpers kennt. Angegeben wird sie dann in Bruchteilen von 1, sie kann bei den Himmelskörpern aber nie gleich 1 sein, weil in diesem Fall das einfallende Licht vollkommen reflektiert würde. Hier einige Beispiele der sphärischen Albedo:

HimmelskörperSubstanzen
Merkur0,055 Ätnalava0,04
Mond0,07Vesuvasche0,15
Kallisto0,17Granit0,31
Erde0,39Wolken0,70
Venus0,76Kreide0,86


Himmelskörper, die eine dunkle und raue Oberfläche aufweisen besitzen demnach eine nur geringe Albedo. Gute Beispiele hierfür sind Merkur oder unser Mond, beide haben eine nur schlecht reflektierende Oberfläche. Venus dagegen weist eine recht hohe Albedo auf, was auf ihre dichte und gut reflektierende Wolkendecke zurückzuführen ist. Auch unsere Erde hat ein gutes Reflexionsvermögen, ihre Albedo kann man aus dem so genannten aschgrauen Mondlicht ableiten, wenn die Erde den Neumond schwach erhellt. Wie die oben stehende Tabelle schon andeutet, kann man aus der Albedo auf die Beschaffenheit der Oberfläche eines Himmelskörpers schließen.


Die Venusatmosphäre
Die Venusatmosphäre

In dieser Skizze sieht man den Temperaturverlauf der Venusatmosphäre. Angedeutet sind auch mit H die Hauptwolkenschicht in etwa 50 bis 70 [km] Höhe. Hier finden wir 3 verschieden dichte, voneinander getrennte Wolkenschichten (a bis c). Unterhalb und oberhalb dieser Wolkenformationen befinden sich jeweils dünne Dunstschichten D. Mit steigender Höhe nimmt die Temperatur zunächst in der Troposphäre stetig ab, bleibt in der etwa 10 [km] dicken Mesosphäre fast konstant und steigt dann in der Thermosphäre wieder an. In der Exosphäre ist sie wiederum konstant.


Direkt auf der Oberfläche steigt die Venustemperatur im Mittel bis auf 470 [°C] an. Wieso ist es aber so heiß dort? Die Lösung des Rätsels liegt in der hohen Konzentration von über 95% CO2, Kohlendioxid. Dieses Gas besitzt nämlich die unangenehme Eigenschaft, infrarote Strahlung zu absorbieren. Normalerweise würde die Sonnenstrahlung wie bei der Erde die (Gesteins-) Oberfläche erwärmen, die gespeicherte Strahlung wird dann wieder als Rückstrahlung in den Weltraum zurückgegeben. CO2 absorbiert nun nicht nur den infraroten Anteil der einfallenden Strahlung, sondern auch die Rückstrahlung. Hierdurch erwärmt sich die Atmosphäre immer weiter, wir kennen diesen Effekt unter dem Namen Treibhauseffekt. Stetig ansteigende Konzentrationen des Kohlendioxids seit etwa 300 Jahren führen unweigerlich zu einer Klimaerwärmung der Erde, die Folgen sind uns allen inzwischen bekannt. Nun liegt aber der CO2- Gehalt der Erde bei nur rund 0,03%, und so wundert es uns nicht mehr, dass es auf der Venus derart heiß ist. Selbst Blei und Zinn kämen auf der dunkelrot glühenden Oberfläche nur flüssig vor!

Venus versteckt sich unter Wolken
Venus versteckt sich unter Wolken

Eine dichte Decke aus Schwefelsäurewolken verhindert jede Sicht auf die Oberfläche der Venus. Sie ist dennoch ein beliebter "Zwischenstop" für Raumsonden, die zu den großen Planeten unterwegs sind. Denn sie benutzen gerne unsere Nachbarin als Gravitationsschleuder, indem sie sich vom Gravitationsfeld zunächst beschleunigen lassen, um dann in einem geschickten Manöver wieder in die Tiefen des Sonnensystems einzutauchen. So auch die Jupitersonde Galileo, die im Februar 1990 im Vorbeiflug an Venus dieses Foto schoss.

Mit freundlicher Genehmigung von Galileo Project, JPL, NASA


Nun kann man sich noch fragen, wieso der CO2- Gehalt der Venus so hoch ist, derjenige der Erde aber nicht? Die Erde besitzt die so genannte Hydrosphäre, in welcher flüssiges Wasser auf der Oberfläche vorkommt. Diese Chance hatte Venus aufgrund ihrer Sonnennähe nie. Das Wasser der Erde aber konnte im Laufe der Zeit den größten CO2- Anteil auswaschen und als Karbonate in Form von Sedimenten auf den Ozeanböden ablagern. Das ist auf der Venus nicht möglich. Die hohen Temperaturen sorgten dafür, dass das ursprünglich vielleicht in ähnlicher Menge wie auf der Erde vorhandene Wasser stets gasförmig vorlag. Hierdurch konnte es in den oberen Atmosphärenschichten durch die UV- Strahlung aufgespalten werden. Wasserstoff konnte dann in den Weltraum entweichen, der Sauerstoff wurde als Oxid in den Oberflächengesteinen gebunden.

Auf dem Mars bietet sich noch eine weitere Variante an, hier kann nämlich im Winter das Kohlendoxid an den Polen ausfrieren. Allerdings ist die Durchschnittstemperatur hier zu hoch, um dauerhaft niedrige CO2- Gehalte zu gewährleisten. Deshalb entspricht auch die Marsatmosphäre in der Zusammensetzung in etwa derjenigen der Venus, sie ist aber zu dünn, um einen spürbaren Treibhauseffekt zu erzeugen. Lediglich auf der Erde wurde durch ihre Hydrosphäre, ihren besonders günstigen "Standort" und die spätere biologische Entwicklung die Atmosphäre entscheidend umgewandelt.


Oberfläche

Venus verbirgt ihre Oberfläche, wie gesehen, unter einer dichten Wolkendecke. Inzwischen haben mehrere Raumsonden den Planeten besucht und teilweise mit Radar abgetastet, einige sind sogar erfolgreich auf der Oberfläche gelandet.

Topographie der Venusoberfläche
Topographie der Venusoberfläche

In dieser Falschfarben- Darstellung ist die Topographie als Mercator- Projektion des größten Teils der Venusoberfläche dargestellt. Durch Anklicken des Bildes können Sie es in Großansicht (274 KB) betrachten. Vergleichen Sie bitte nicht die Farben mit ähnlichen Darstellungen unseres Planeten, Blau gibt hier keinen Hinweis auf Wasser sondern lediglich auf tiefer gelegne Gebiete, Grüntöne zeigen Gebirgszüge auf. Einige markante Gebiete sind namentlich gekennzeichnet.

Mit freundlicher Genehmigung von A.Tayfun Oner


Zum ersten Mal wurde die Oberfläche der Venus 1963 durch Radar von der Erde aus abgetastet. Dabei entdeckte man eine größere Oberflächenstruktur, die den Namen Alpha- Region erhielt, eben für das erste bekannte Detail.

Die Alpha- Region
Die Alpha- Region
Die Alpha- Region ist eine lang gestreckte Hochebene mit einer Ausdehnung von etwa 1300 [km] und stellt zudem eine Besonderheit der Venusoberfläche dar. Sie ist charakterisiert durch ein vielfältiges Zusammenspiel von parallelen und zum Teil zerschnittenen Bergkämmen, Talmulden oder Furchen und tief gelegenen Senken. Deren Richtung ändert sich hin und wieder ganz abrupt, die Kämme sind meist 10 [km] voneinander entfernt. Wie diese Formationen entstanden ist noch ungeklärt, vielleicht gehen sie auf eine Abwärtsbewegung magmatischen Materials im Planetenmantel zurück. Im südlichen, unteren Bildabschnitt erkennt man eine ringförmige Struktur, die man "Eva" nennt. In ihrer Mitte sehen wir im Radarlicht einen hellen Punkt, das ist exakt der Null- Meridian. Die computeranimierte Aufnahme entstand durch vielfältige Bearbeitung von Radarbildern der Sonden Venera 13 ,14 und Magellan.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA/JPL

Vulkandome in der Alpha- Region
Vulkandome in der Alpha- Region
Eine computerunterstützte 3D- Darstellung von "Pfannkuchen-" Vulkanen im östlichen Teil der Alpha- Region. Diese Vulkandome haben einen Durchmesser von rund 25 [km] und sind 750 [m] hoch. Sie wurden geformt durch auf die Oberfläche austretende, hochviskose Lavamassen.

Mit freundlicher Genehmigung der NASA und NSSDC (National Space Science Data Center)

Vulkandome in Tinatin Planitia
Vulkandome in Tinatin Planitia
In dieser Ansicht sieht man solche Vulkandome von oben. Es handelt sich hier um ein Paar im Gebiet Tinatin Planitia. Die Aufnahme wurde von der Magellan- Sonde übermittelt. Entstanden sind die Dome wohl durch den Austritt extrem zähflüssiger Lava. Der größere, untere hat einen Durchmesser von 62 [km].

Mit freundlicher Genehmigung der NASA und NSSDC (National Space Science Data Center)


Wie es scheint, ist die Venusoberfläche, die wir sehen, relativ jung.

Einschlagkrater auf Venus
Einschlagkrater auf Venus
Man kommt zu dieser Erkenntnis, weil nur relativ wenige Einschlagskrater (rund 900 insgesamt) zu finden sind. Die Wissenschaftler diskutieren heute, was zu einer völligen Umwandlung der Oberfläche vor etwa 300 bis 500 Millionen Jahren geführt haben könnte. Zumindest führte ein globales Ereignis dazu, dass alte Einschlagskrater vollständig überflutet wurden, einen aktiven Vulkanismus gab es danach nicht mehr. Vielleicht war auch der Zustand der Oberfläche aufgrund hoher Temperatur (Venus besitzt sicher auch eine "innere Heizung" durch Zerfall radioaktiven Materials) derart weich, dass einschlagende Meteoride kaum Spuren hinterließen.

Mit freundlicher Genehmigung der NASA und NSSDC (National Space Science Data Center)

Einschlagkrater Howe, Danilova, Aglaonice
Einschlagkrater Howe, Danilova, Aglaonice
Hier sehen wir nochmal die 3 Einschlagkrater aus einen anderen Perspektive, gewonnen aus Aufnahmen der Magellan- und Verena- Sonden. Im Vordergrund liegt der Krater Howe, der einen Durchmesser von 37 [km] besitzt. Links im Hintergrund liegt der Krater Danilova mit 48 [km] Durchmesser und daneben erkennen wir Aglaonice, den größten Einschlagkrater mit fast 63 [km] Durchmesser.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA/JPL

Auffällig ist, dass wir auf der Venus keine kleinen Einschlagkrater finden wie beispielsweise auf Merkur oder dem Mond. Das liegt sicher an ihrer sehr dichten Atmosphäre, die herabstürzende Brocken noch "effektiver" verglühen lässt als die Erdatmosphäre. So finden sich kaum Krater unter 2 [km] Durchmesser.


Auf der Venus findet man keine Meere, folglich ist es schwierig, ein Bezugsniveau für Höhenangaben zu finden. Daher hat man sich geeinigt, die Angaben von Höhen auf eine Kugel mit einem Radius von 6051,8 [km] zu beziehen. Über 80% der Venusoberfläche ist von recht flachen Ebenen bedeckt, die höchstens 1000 [m] Höhenunterschied aufweisen. Tektonisch verformte Hochländer erheben sich bis zu 11 [km], die höchste Erhebung misst etwa 14 [km]. Hochländer wie Aphrodite Terra oder Ishtar Terra (siehe große Karte) erscheinen wie irdische Kontinente und weisen auch entsprechende Ausmaße auf. Allerdings gibt es auf Venus keine Plattentektonik wie bei uns auf der Erde. Dagegen war der Vulkanismus sehr weit verbreitet.

Der Vulkan Sapas Mons
Der Vulkan Sapas Mons
Der Vulkan Sapas Mons. Vom Doppelkegel des Vulkans ergießen sich Lavaströme über Hunderte von Kilometern. Der Vulkan selbst erstreckt sich über 400 [km] und ist 1,5 [km] hoch (gegen die Umgebung, bezogen auf das Venus-Null-Niveau ist er 4,5 [km] hoch). Das Magma wurde nicht nur aus den Vulkankegeln ausgestoßen, sondern es gab vermutlich auch Eruptionen entlang der Flanken. Solche Vulkane weisen eine gewisse Ähnlichkeit zu irdischen auf, wie z.B. den Vulkanen auf Hawaii.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA/JPL


Planeteninneres

Über den inneren Aufbau der Venus weiß man bis heute eigentlich nur recht wenig. Aus ihrer Masse und ihrer Dichte schließt man aber auf einen ähnlichen Aufbau wie denjenigen der Erde.

Innerer Aufbau der Venus
Innerer Aufbau der Venus
Das Bild zeigt uns den vermutlichen Aufbau der Venus. Die Darstellung der Atmosphäre stammt von Mariner 10- Bildern, die der Oberfläche von der Magellan- Sonde. Im Innern vermutet man einen eisenreichen Kern, der etwa 20% der Gesamtmasse (entsprechend etwa 3000 [km] Durchmesser) des Planeten ausmacht. Daran schließt sich ein Mantel an, der wahrscheinlich wie derjenige der Erde aus Silikatmineralien besteht. Darüber befindet sich die dünne Kruste, die je nach Lage zwischen 25 und 40 [km], oder auch bis zu 60 [km] dick sein kann. Die Wissenschaftler rätseln, ob der Kern noch teilweise flüssig ist, oder bereits fest, zumindest wird er sich aber in der Phase der Verfestigung befinden.

Copyright Calvin J. Hamilton, www.solarviews.com


Darauf weist auch ein anderer Umstand hin, nämlich das nur sehr schwach ausgeprägte Magnetfeld dieses Planeten. An seiner Oberfläche liegt die magnetische Feldstärke bei nur 4·10-9 bis 10-8 Tesla, das entspricht gerade 1/10 000 der Stärke des Erdmagnetfeldes. Dieses Magnetfeld wird dann auch nicht wie bei uns durch den flüssigen Kern hervorgerufen, sondern durch ein relativ konstantes Stromsystem in der Venusionosphäre induziert. Ein so schwaches Magnetfeld kann der Sonnenwind dann auch leicht zusammenpressen, auf der sonnenzugewandten Seite ragt es gerade 2000 [km] in die Höhe.

Venus ist heute ein inaktiver Planet, der keine aktiven Vulkane mehr besitzt und auch keine Plattentektonik mehr aufweist. Neben der Kruste wird deshalb auch der Mantel erstarrt sein, und sehr wahrscheinlich auch der Kern.


Planetendaten

Abschließend die wichtigsten Planetendaten in tabellarischer Form:

Planetendaten Venus
Planetenmasse 4,87·1024 [kg]
Planetendurchmesser 12104 [km]
Dichte 5,250 [g cm-3 ]
Entweichgeschwindigkeit 10,4 [km s-1]
Rotationsperiode 243 Erdtage
Umlaufzeit 224,7 Erdtage
Bahngeschwindigkeit35,02 [km s-1]
Bahnumfang680 Mill. [km]
Bahnneigung zur Ekliptik3°23'37''
Abstand zur SonnePerihel: 0,718 [AE]
Aphel: 0,728 [AE]
Exzentrizität0,0068
Oberflächentemperatur 743 [K] (Mittel)
Atmosphärendruck90 [bar]
Albedo0,76
Magnetfeldstärke~4·10-9 bis 1· 10-8 [T]