Venus

Venus, das Juwel am Himmel, war vormals den früheren Astronomen bekannt als Morgen- und Abendstern. Sehr frühe Astronomen hatten angenommen, daß dies zwei unterschiedliche Gestirne sind. Venus, benannt nach der römischen Göttin der Liebe und Schönheit, ist mit einer dicken verwirbelten Wolkendecke überzogen.

Astronomen bezeichnen die Venus als den Schwesterplaneten der Erde. Beide sind sich in ihrer Größe, Masse, Dichte und in ihren Volumina sehr ähnlich. Beide formten sich zur selben Zeit und kondensierten aus demselben Nebel. Dennoch haben die Wissenschaftler im Verlauf der letzten Jahre herausgefunden, daß die Ähnlichkeiten hier enden. Die Venus unterscheidet sich sogar stark von der Erde. Sie besitzt keine Ozeane und ist von einer Atmosphäre eingehüllt, die sich hauptsächlich aus Kohlendioxid ohne jeden Wasserdampf zusammensetzt. Die Wolken bestehen aus Tröpfchen von Schwefelsäure. An der Oberfläche herrscht ein Luftdruck, der dem 92-fachen auf der Erde in Meereshöhe entspricht.

Die Venus wird von einer Oberflächentemperatur von ungefähr 482° C gebraten. Diese hohe Temperatur geht hauptsächlich auf den völlig aus den Fugen geratenen Treibhauseffekt zurück, den die schwere Atmosphäre aus Kohlendioxid verursacht. Das Sonnenlicht, das den Weg durch die Atmosphäre findet, heizt die Oberfläche zusätzlich auf. Es wird zwar Hitze abgestrahlt, sie wird aber von der dichten Atmosphäre gehalten und kann nicht in den Raum entweichen. Dies alles macht die Venus heißer als Merkur.

Ein venerischer Tag dauert 243 Erdentage und ist damit länger als ein Venusjahr mit seiner Dauer von 225 Erdentagen. Ungewöhnlicherweise rotiert die Venus von Ost nach West. Für einen Beobachter auf der Venus würde also die Sonne im Westen auf- und im Osten untergehen.

Bis noch vor kurzem hatte die dichte Wolkendecke Entdeckungen der Geologie der Oberfläche verhindert. Die Weiterentwicklungen bei den Radarteleskopen und -aufnahmesystemen haben es möglich gemacht, durch die Wolkendecke auf die Oberfläche darunter zu blicken. Vier der erfolgreichsten Missionen bei der Erforschung der venerischen Oberfläche waren die Mission Pioneer Venus der NASA (1978), die Missionen Venera 15 und 16 der Sowjetunion (1983-1984) und die Magellan Mission zur Radarvermessung der NASA (1990-1994). Als diese letzte Sonde mit der Vermessung des Planeten begann, entstand ein völlig neues Bild der Venus.

Die Oberfläche der Venus ist aus geologischer Sicht relativ jung. Sie scheint sich vor 300 bis 500 Millionen Jahren völlig erneuert zu haben. Die Wissenschaftler debattieren noch darüber, wie und warum dies geschah. Die venerische Topographie besteht aus riesigen Ebenen, bedeckt von Lavaflüssen und Bergen oder Hochebenen, die von geologischen Aktivitäten verformt wurden. Die Maxwell Montes in der Ebene Ishtar Terra sind die höchste Erhebung auf der Venus. Das Hochland Aphrodite Terra erstreckt sich fast um den halben Äquator. Die Magellanaufnahmen der Hochebenen oberhalb einer Höhe von 2.500 Metern sind ungewöhnlich hell, charakteristisch für feuchten Boden. Dennoch existiert kein Wasser an der Oberfläche und kann daher auch nicht für die hellen Hochebenen verantwortlich zeichnen. Eine Theorie besagt, daß sich dieses helle Material aus Metallegierungen zusammensetzt. Studien haben gezeigt, daß dieses Material Eisensulfid (\"Katzengold\") sein könnte. Es ist in den Niederungen instabil, aber auf den Hochebenen stabil. Das Material könnte auch etwas Exotischeres sein, was den gleichen Effekt hätte, allerdings bei niedrigeren Konzentrationen.

Die Venus ist von zahlreichen Einschlagskratern vernarbt, die zufällig über die Oberfläche verteilt sind. Kleinere Krater mit einem Durchmesser unter zwei Kilometern gibt es wegen der schweren Atmosphäre der Venus praktisch nicht. Ausnahmen entstehen nur dann, wenn große Meteoriten kurz vor dem Einschlag zerbrechen und Kratertrauben hinterlassen. Vulkane und andere vulkanische Erscheinungen sind viel zahlreicher. Wenigstens 85% der venerischen Oberfläche sind von vulkanischem Gestein bedeckt. Riesige Lavaflüsse, die sich über hunderte Kilometer erstrecken, haben die Niederungen überflutet und riesige Ebenen hinterlassen. Über 100.000 kleine Schildvulkane übersäen an der Oberfläche hunderte große Vulkane. Lavaflüsse aus Vulkanen produzierten lange, gewundene Kanäle, die sich über hunderte Kilometer erstrecken, einer zieht sich über knapp 7.000 Kilometer dahin.

Riesige Calderas mit mehr als 100 Kilometern Durchmesser sind auf der Venus zu finden. Irdirsche Calderas messen gewöhnlich nur einige Kilometer. Verschiedene Erscheinungen auf der Venus sind einzigartig, inklusive Coronae und Arachnoiden. Coronae sind große kreisförmige bis ovale Erscheinungen, eingeschlossen von Klippen und mit mehreren Kilometern Durchmesser. Man hält sie für die oberflächlichen Folgen von Auffaltungen des Mantels. Arachnoiden sind ähnlich wie die Coronae kreisförmige Erscheinungen, die radial verlängert erscheinen. Sie dürften durch flüssiges Gestein entstanden sein, das durch Felsspalten versickert ist und ganze Systeme aus strahlenförmige Gräben und Brüche hinterließ.

Venus

Masse (kg)

4,869·1024


Masse (Erde = 1)

0,81476

Äquatorialer Radius (km)

6.051,8


Äquatorialer Radius (Erde = 1)

0,94886

Durchschnittliche Dichte (gm/cm3)

5,25



Durchschnittlicher Abstand zur Sonne (km)

108.200.000

Durchschnittlicher Abstand zur Sonne (Erde = 1)

0,7233

Rotationsdauer (Tage)

-243,0187


Umlaufdauer (Tage)

224,701

Durchschnittliche Umlaufgeschwindigkeit (km/s)

35,02



Orbitale Exzentrizität

0,0068


Neigung der Achse (Grad)

177,36

Neigung des Orbits (Grad)

3,394



Äquatoriale Oberflächengravitation (m/s2)

8,87

Äquatoriale Fluchtgeschwindigkeit (km/s)

10,36




Sichtbare geometrische Albedo

0,65

Helligkeit (Vo)

-4,4

Durchschnittliche Oberflächentemperatur

482°C

Atmospherischer Druck (Bar)

92


Atmospherische Zusammensetzung


Kohlendioxid
Stickstoff
Spuren von: Schwefeldioxid, Wasserdampf Kohlenmonoxid, Argon, Helium, Neon, Wasserstoffchlorid und Wasserstofffluorid.
96% 3+%