Die Venus
 Was ist eine Albedo? |
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.
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...
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.
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.
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 ("retrograd") wie die meisten andern Planeten des Sonnensystems.
Copyright Calvin J. Hamilton, www.solarviews.com
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.
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:
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.
Was ist eine Albedo?
Himmelskörper Substanzen
Merkur 0,055
Ätnalava 0,04 Mond 0,07 Vesuvasche 0,15 Kallisto 0,17 Granit 0,31 Erde 0,39 Wolken 0,70 Venus 0,76 Kreide 0,86
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!
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.
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.
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.
Mit freundlicher Genehmigung von NASA/JPL
Mit freundlicher Genehmigung der NASA und NSSDC (National Space Science Data Center)
Mit freundlicher Genehmigung der NASA und NSSDC (National Space Science Data Center)
Wie es scheint, ist die Venusoberfläche, die wir sehen, relativ jung.
Mit freundlicher Genehmigung der NASA und NSSDC (National Space Science Data Center)
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.
Mit freundlicher Genehmigung von NASA/JPL
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.
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.
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 |
| Bahngeschwindigkeit | 35,02 km s-1 |
| Bahnumfang | 680 Mill. km |
| Bahnneigung zur Ekliptik | 3°23'37'' |
| Abstand zur Sonne | Perihel: 0,718 AE Aphel: 0,728 AE |
| Exzentrizität | 0,0068 |
| Oberflächentemperatur | 743 K (Mittel) |
| Atmosphärendruck | 90 bar |
| Albedo | 0,76 |
| Magnetfeldstärke | ~4·10-9 bis 1· 10-8 T |