Die Venus
Newsletter AbonierenWeltraumforschung.de - ForumLinks und DownloadsGästebuch lesenIhr Meinung zählt!

Venus

[ Venussonden ]


ZurückZur der Hauptseite


Geschätztes Alter:
4,5 Milliarden Jahre

Raumvolumen:
9,32 * 1011 km3 = 86%
des Erdvolumen

Durchmesser:
12.104 km = 94,9%
des Erddurchmessers

Masse: 4,87 * 1024 g
81,5% der Erdmasse

Abplattung: 0

Dichte: 5,24 g/cm3
94,9% der Erddichte

Oberflächengravitation:
8,60 m/s2 = 90%
der Erdgravitation

Temperaturen: 480 C

Sonnenumlaufszeit:
224 Tage, 18,8 h

Bahnexzentrizität: 0,007

Bahnneigung:
3,39 Grad

Eigenrotation:
243 Tage (Rückwerts)

Achsneigung:178 Grad

Anzahl der Monde: 0

Entfernung zur Sonne:
Max: 108,9 Mio km
Mittel: 108,2 Mio km
Min: 107,4 Mio km

Fluchtgeschwindigkeit:
10,4 km/s

Bahngeschwindigkeit:
35 km/s


Links:
NSSDC-Seite
DLR-Seite
Nineplanets-Seite
Solarviews-Seite
Mariner 10-Sonde
Messenger-Sonde
Messenger-Sonde


Bilder:
Die Venus RB
Die Venus RB
Die Venus
Die Venus
Venusoberfläche RB
Venusoberfläche RB
Venusoberfläche RB
Venusoberfläche
Venusoberfläche
Venusvulkan


Literatur & Multimedia:
Sonnensystem (2 DVDs)


Interne Links:
Nachrichten zum
Thema Venus

[ Sonne | Merkur | Erde | Mars | Asteroiden | Jupiter | Saturn | Uranus | Neptun | Pluto | Kometen | Meteoriten ]


Entstehung

Die Venus entwickelte sich im Vergleich zu Merkur etwas schneller. Wie alle anderen Planeten, war die Venus Anfangs nur ein etwas größerer Fels, der immer mehr Masse zu sich zog. Im Laufe der Zeit wuchs die Venus also wie alle anderen Planeten zu der Zeit auch. Die Venus wurde, wie auch die anderen Planeten, erst dann ein runder Planet, als sie genug Masse eingefangen hat, um durch Gravitation geologische Prozesse zu starten. Bei Planeten kleinerer Masse, wie beim Merkur beispielsweise, begannen diese Prozesse wahrscheinlich viel später nach der Zündung der Kernfusion im Innern der jungen Sonne, und liefen auch langsamer ab. Heute ist die Venus eine geometrisch perfekte Kugel, deren Eigenrotation langsamer wird. Dies zeigt, dass die Venus ein schnell entwickelter Planet war. Auch ihre nahezu kreisförmige Umlaufbahn um die Sonne lässt darauf schließen.


Aufbau

Es wird vermutet, dass der Eisen-Nickel-Kern der Venus flüssig ist. Sein Durchmesser beträgt 5500 bis 6200 Kilometer. Da die Venus sehr langsam rotiert, entwickelt der Kern kein Magnetfeld. Den Kern umhüllt ein 2956 Kilometer dicker Gesteinsmantel, der wiederum von einer 25 Kilometer dicken Kruste umhüllt wird. Im Hochland beträgt die Dicke der Kruste bis zu 160 Kilometer. Die Venus verfügt über zwei typische Hochlandgebiete. Die Kruste besteht höchstwahrscheinlich aus einer einzigen Platte. Sie

Aufbau der Venus - Klicken zum vergrößern

besteht, wie ebenfalls der Mantel, aus Gestein. Eine andere Annahme über den Aufbau der Venus besagt, dass die Venus über keinen vom Mantel getrennten Kern verfügt. Dies würde bedeuten, dass das Innere der Venus eine Mischung aus Eisen und Silikaten ist, welches von der 25 bis 160 Kilometer dicken Kruste umhüllt ist.


Oberfläche

Vor dem Beginn der Raumfahrt wurde angenommen, dass die Oberfläche der Venus, die immer von einer dicken Wolkenschicht umhüllt wird, der Oberfläche der Erde gleicht. Man hat auf der Venus ähnliche Vegetationen vermutet, die auf der Erde in ihrer Urzeit vorherrschend waren. Wie die Oberfläche der Venus jedoch tatsächlich aussieht, konnten erst Raumsonden zeigen, die Anfang der sechziger Jahre zur Venus entsandt wurden. Wegen der kritischen Werte auf der Oberfläche und in der Atmosphäre des Planeten ist es für Raumsonden äußerst schwer auf der Venus zu

Die Oberfläche der Venus - Klicken zum vergrößern

landen, geschweige denn zu überleben. 1970 ist es der russischen Raumsonde Venera 7 dennoch gelungen auf der Venus landen. Fünf Jahre später konnte die Venera 9-Sonde auf der Venus landen, und sogar Bilder zu Erde übermitteln. Sie zeigten eine mit Felsen übersehte Landschaft. Die Sonde überlebte nicht länger als einige Minuten. Spätere Venera-Missionen funkten sogar Farbbilder zu Erde. Eine vollständige Radarkartographierung der Venusoberfläche, mit einer Auflösung von 120 Metern, gelang 1990 der amerikanischen Magellan-Sonde. Seit dem weißt man, dass die Oberfläche der Venus zu 65% aus riesigen Ebenen besteht. Die übrigen 35% machen zwei auffällige Hochlandgebiete der Venus aus, Ishtar Terra auf der nördlichen Halbkugel, welches
Die Oberfläche der Venus - Venera 13 Aufnahme - Klicken zum vergrößern

ungefähr die Größe Australiens hat, und Aphrodite Terra entlang des Äquators, welches ungefähr die Größe von Südamerika hat. Übrigens tragen alle Oberflächenmerkmale weibliche Namen, bis auf das 11 Kilometer hohe Maxwell Gebirge, welches sich auf der Hochebene Ishtar Terra befindet. Das größte Tal der Venus, das 4 Kilometer unterhalb der umliegenden Landschaft gelegen ist, heißt Diana Chasma.

Das größte Becken des Planeten hat die Dimensionen des Golfs von Mexiko und heißt Atlanta Planitia. Auf der Venus gibt es nur noch vereinzelte vulkanische Aktivitäten. 800 Millionen Jahre alte Terrains zeigen, dass vulkanische Aktivitäten auf der Venus stets abgenommen haben. In der Vergangenheit der Venus bildeten Vulkane wahrliche Lava-Meere, die bis zu 90% des Planeten bedeckt haben. Die Oberfläche der Venus weist keine Einschlagskrater auf, wie es auf unserem Mond, oder auf dem Merkur der Fall ist. Kleinere Meteoriten verglühen schnell in der dichten Venusatmosphäre, bevor sie die Oberfläche erreichen können. Große Einschlagskrater sind hingegen ebenso zahlreich zu finden, wie auf allen anderen Planeten auch. Einschlagsserien, die durch die dichte Atmosphäre zerteilten Meteoriten zustande gekommen sind, sind auf der Venusoberfläche ebenfalls gefunden worden. Auf der 480 Grad Celsius heißen Oberfläche, auf der ein Druck von 90 Atmosphären herrscht, gibt es keine Niederschläge. Saurer Regen, der in manchen Schichten der Atmosphäre entsteht, verdampft, bevor es die Oberfläche der Venus erreichen kann. Der hohe Druck wird übrigens durch die enorme Dichte der Atmosphäre erzeugt. Anders als in den Wolkenschichten darüber, herrschen auf der Oberfläche der Venus keine Winde. Vermutlich ist die Temperatur hier stets konstant und verursacht so keine Zirkulationen in der Venusluft.


Atmosphäre

Die oberen Wolkenschichten rotieren in nur vier Tagen einmal um den Planeten. Dafür sind Winde verantwortlich, die Geschwindigkeiten von bis zu 370 Kilometer pro Stunde erreichen. Die Windrichtung von rechts nach links ist immer gleich bleibend. Die Atmosphäre der Venus besteht zu 96% aus Kohlendioxid, zu 3,5% aus Stickstoff, und zu 0,135% aus Wasserdampf. Der prozentuale Rest besteht aus Spuren von Kohlenmonoxid, Schwefelsäure, Salzsäure, Fluorwasserstoff, Sauerstoff, Helium, Argon und Neon. Die Atmosphäre der Venus ist in vier Schichten aufgeteilt. Die Troposphäre erstreckt sich von der Oberfläche bis zu der Höhe von 65 Kilometern. Es folgt die Stratosphäre, die in der Höhe von 65 Kilometern beginnt, und in einer Höhe von 115 Kilometern endet. Darauf folgt die Thermosphäre, die in der Höhe von 165 Kilometern endet. Dann folgt die Exosphäre des Planeten. In einer Region zwischen 45 bis 75 Kilometern, zwischen der Troposphäre und der Stratosphäre, kondensieren in den Venuswolken Schwefelsäuretröpfchen, die einen Regen aus Schwefelsäure bilden. Auch Blitze wurden in dieser Region beobachtet. In dieser am stärksten bewölkten Region ist die Temperatur also niedriger als anderswo in der Atmosphäre. Wegen der großen Temperatur unter dieser Region erreicht der Venusregen wegen sofortiger Verdunstung jedoch niemals die Oberfläche. Auf der Venus herrscht ein gewaltiger Treibhauseffekt. Dafür ist das in der Atmosphäre enthaltene Kohlendioxid verantwortlich. Es verhindert, dass die eintreffende Wärmestrahlung wieder in den Weltraum abgestrahlt wird, indem es sie vollständig absorbiert. Die gespeicherte Wärme verteilt sich dann konstant auf den ganzen Planeten. So ist eine Nacht auf der Venus, die 121,5 Erdentage dauert, nicht viel kälter als ein Venustag. Erst in einer Höhe von 125 Kilometern gibt es nennenswerte Temperaturunterschiede zwischen einer Venusnacht und einem Venustag. Weil die Venus ein sehr schwaches Magnetfeld besitzt, interagiert der Sonnenwind mit der äußeren Atmosphäre des Planeten und bildet auf der Sonnenzugewandten Seite eine Ionosphäre. Die neutralen Atome und Moleküle der Atmosphäre werden hier durch die hochenergetischen Sonnenwindteilchen elektrisch geladen, bzw. ionisiert. Die dunkele Ionosphäre ist dann als ein tränenartiger Schwanz zu erkennen, der sich mit der Wolkenrotation fortbewegt. Auf der Erde gibt es übrigens ebensoviel Kohlendioxid wie auf der Venus. Hier ist das Kohlendioxid aber in Kalk- und Karbonatgesteinen gebunden.


Lebenszyklus

Die Venus wird gern als der Schwesterplanet der Erde gesehen. Aber aus einem berechtigtem Grund. Beide entstanden etwa zur gleichen Zeit, vor ungefähr 4,5 Milliarden Jahren. Auch ihre Größen unterscheiden sich nur gering. Sie ähneln sich sogar im geologischen Aufbau. Dies spricht dafür, dass beide Planeten etwa in benachbarten Regionen des jungen Sonnensystems entstanden sind. Durch Kollisionen wuchsen alle herum schwirrenden Brocken zu größeren Körpern, die folglich durch ihre wachsende Schwerkraft immer mehr Material zu sich ziehen konnten. Wie andere kleine Planeten auch, ist die Venus möglicherweise nicht auf ihrer heutigen Umlaufbahn entstanden. Sie entwickelte sich wahrscheinlich auf einer weiter entfernten Umlaufbahn. Typisch für die Venus ist ihr Rücklauf. Sie dreht sich um ihre eigene Achse entgegengesetzt den Rotationsrichtungen aller anderen Planeten unseres Sonnensystems. Dies ist damit zu erklären, dass die Venus in ihrer frühen Entwicklungsphase möglicherweise mit einem größeren Körper kollidiert sein muss, der ihre Rotation auf diese Weise beeinflusst hat. Als die Venus eine bestimmte Größe erreicht hat, verursachte ihre Gravitation in ihrem Zentrum eine Teilchenreibung, wodurch der Planet zu geologischen Leben erwacht ist. Dabei wurden schwere Elemente aufgrund ihrer größeren Anziehungskraft ins Planeteninnere zu einem Kern gepresst, wobei leichte Elemente zur Oberfläche stiegen. Während dieser Zeit prallten weiterhin unzählige Gesteinsbrocken auf die Venus und bereicherten sie so mit zusätzlicher Masse. Eine solche Teilchenreibung in Zentren von Planeten führt zu vulkanischen Aktivitäten, die die Himmelskörper innerlich durchkneten. Je mehr Masse ein Planet besitzt, desto größer ist natürlich die Reibung und die Hitzeentwicklung im Innern. Dementsprechend intensiv wird die Oberfläche eines Planeten von Lava bedeckt und dadurch strukturiert. Diese Aktivitäten waren in der Vergangenheit der Venus fast auf der ganzen Oberfläche des Planeten an der Tagesordnung. Die Venus war einst zu 90% mit Lava überdeckt. Daher besteht ihre Oberfläche fast nur aus Vulkangestein. Andere Faktoren, die eine Teilchenreibung verursachen oder verstärken sind Monde. Im Fall der Venus trifft dies jedoch nicht zu, da sie keinen einzigen Trabanten besitzt. Unser Mond beispielsweise hat viel zur der geologischen Entwicklung unseres Planeten beigetragen. Durch andauernden Vulkanismus in der weiteren Entwicklungsgeschichte der Venus wurden immer mehr Gase frei, die im Gestein eingeschlossen waren. Diesen Prozess nennt man Ausgasung. Wegen der ausreichenden Anziehungskraft der Venus wurden diese Gase gehalten, und bildeten die Atmosphäre der Venus. Die Uratmosphäre des Planeten verdichtete sich durch Zufuhr weiterer Gase immer mehr. Das Dominieren des Kohlendioxids in der Atmosphäre verlieh der Venus das heute bekannte Klima. Große Ebenen, die vor ca. 800 Millionen Jahren entstanden sind, zeigen, dass seit dieser Zeit keine wirklich bedeutenden vulkanischen Aktivitäten mehr zu verzeichnen waren. Die geologischen Aktivitäten der Venus nehmen also stets ab. Die Eigenrotation des Planeten wird ebenfalls langsamer. Auch wenn die Venus ihre dynamische Atmosphäre behält, wird sie dennoch im Laufe der Zeit so inaktiv wie der Merkur.


Erforschung

Die Venus ist schon seit vorgeschichtlicher Zeit bekannt, weil sie nach der Sonne und dem Mond der hellste Himmelskörper ist. Sie ist daher so hell, weil das sichtbare Sonnenlicht von ihrer Außenatmosphäre zu 98% reflektiert wird. Zusätzlich ist sie der Erde näher, als alle anderen Planeten. Galileo Galilei konnte die Venus mit seinem Optischen Rohr bereits im Jahr 1610 beobachten. Er beobachtete auch Phasen auf der Venus, die wir vom Mond, oder vom Merkur kennen. Sie kommen daher zustande, weil die Umlaufbahnen der Venus und des Merkur von der Erde aus gesehen Innen liegen. Planeten auf äußeren Umlaufbahnen, den Mars beispielsweise, sehen wir hingegen immer voll beschienen. Vom Mars aus gesehen, ist die Erde hingegen ein Innerer Planet. Somit würde man auf der Erde ebenfalls Phasen beobachten. Die Beobachtung war für Galilei also ein weiterer Beweis für die Richtigkeit der Theorie des kopernikanischen heliozentrischen Systems. Im 18. Jahrhundert hat Johann Hieronymus Schroeter, die Existenz einer Atmosphäre bekräftigt. Als die Wissenschaft moderner wurde, wurden Radarbeobachtungen von der Erde aus möglich. Diese Methode brachte jedoch nicht die gewünschten Resultate. Am 12.02.1961 startete die erste Sonde zur Venus. Es war die russische Venera 1. Sie näherte sich der Venus auf 99800 Kilometer. Der Funkkontakt brach jedoch bei einer Entfernung von 7 Millionen Kilometern ab. Die nächste Sonde die zur Venus aufbrach, war die amerikanische Mariner-2, die am 27.08.1962 von Cape Canaveral startete. Diese Sonde war bis zum Missionsende am 03.01.1963 recht erfolgreich. Sie untersuchte das Magnetfeld der Venus, den Sonnenwind in der Venusnähe, und die Oberflächentemperatur der Venus. Am 22.04.1964 startete die russische Sonde Zond 1. Auch zu dieser Sonde hat man den Funkkontakt verloren. Die nächste Sonde war die Venera 2. Sie brach am 12.11.1965 auf. Die näherte sich der Venus auf 23950 Kilometer, konnte aber wegen Funkschwierigkeiten keine Daten übertragen. Venera 3 startete vier Tage nach der Vorgängersonde. Sie sollte einen Atmosphäreneintritt wagen. In einer Höhe von 32 Kilometern brach der Kontakt zu der Sonde ab. Der Venera 4, die am 12.06.1967 gestartet ist, gelang der Atmosphäreneintritt und sogar eine Landung auf Nachtseite der Venus. Die Sonde übertrug 96 Minuten lang brauchbare Daten über Oberfläche und Atmosphäre. Dann folgte wieder eine amerikanische Sonde, die Mariner 5. Sie startete erfolgreich am 14.06.1967. Sie hat sich der Venus bis auf 3990 Kilometer angenähert, machte viele Bilder und untersuchte das Magnetfeld und Temperaturen der Venus. Die Mission endete im November des gleichen Jahres. Es folgten dann 4 Venera-Sonden. Venera 5 startete am 05.01.1969, Venera 6 am 10.01.1969. Beiden misslang der geplante Atmosphäreneintritt. Der nächsten Sonde, Venera 7, die am 17.08.1970 startete, gelang der Eintritt und sogar eine Landung. Die Sonde sendete 23 Minuten lang Temperaturdaten zu Erde. Die Venera 8 startete am 27.03.1972 und landete erfolgreich auf der Venus, und übertrug 50 Minuten lang Daten über die Oberfläche. Es brachen noch einige Sonden zur der Venus auf, deren Missionen äußerst erfolgreich waren. Diese Tabelle listet alle Sonden chronologisch auf.


Beobachtung

Von der Erde aus ist nur die Wolkenschicht der Venus sichtbar. Auch die besten optischen Teleskope könnten die dicke Wolkenschicht nicht durchdringen. Wie bereits oben erwähnt, ist die Venus der dritthellste Himmelskörper unseres Sonnensystems. Heller als dieser Planet strahlen nur der Mond und die Sonne. Deshalb ist die Venus auch ein beliebtes Observationsobjekt. Wie der Merkur, ist die Venus ebenfalls ein Innerer Planet. Das bedeutet, dass ihre Bahn zwischen der Sonne und der Erde liegt. Daher kann man auf dem Planeten auch Phasen beobachten. Die Venus erscheint heller, wenn ihr Winkel zur Sonne größer wird. Diesen Winkel nennt man Elongation. Er beträgt maximal 48 Grad. Die maximale Elongation des Merkur beträgt dagegen nur 28 Grad. Dadurch ist die Venus eher vor dem Sonnenaufgang zu sehen als der Merkur, und geht auch später als die Sonne, und später als der Merkur unter. Die Venus ist während ihrer oberen und unteren Konjunktion nicht sichtbar. Die so genannte Konjunktion tritt ein, wenn verschiedene Himmelskörper auf dem gleichen Längenkreis liegen. Bei ihrer unteren Konjunktion befindet sich die Venus zwischen der Erde und der Sonne. Dabei wendet uns sie ihre Nachtseite zu, sodass wir sie nicht sehen können. Währenddessen erreicht sie auch die größte Erdnähe. Bei der oberen Konjunktion der Venus befindet sich die Sonne zwischen ihr und der Erde. Dabei wird die Venus von der Sonne verdeckt. Sie ist erst dann wieder zu sehen, wenn sie den Blickschatten der Sonne verlässt. Sie befindet sich dann in ihrer abnehmenden Phase, nach der ihre untere Konjunktion, und später die zunehmende Phase folgen.


[ Sonne | Merkur | Erde | Mars | Asteroiden | Jupiter | Saturn | Uranus | Neptun | Pluto | Kometen | Meteoriten ]


2004 Weltraumforschung.de - August 2004



Home | Newsletter | Forum | Links | Gästebuch lesen | Ins Gästebuch eintragen | Impressum ]