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Venus hat man in früheren Zeiten oft mit der Erde verglichen. Beide Planeten scheinen auf den ersten Blick auch Gemeinsamkeiten zu haben. Sie weisen eine ähnlich große Dichte und Größe auf, sind Nachbarn im Planetensystem und könnten mit ihren Wolkenstrukturen fast miteinander verwechselt werden.
Durch die Venusforschung aber ist die Vorstellung von der Verwandtschaft zwischen Venus und Erde gründlich zerstört worden. Die sowjetischen Venus-Sonden, die “Mariner 10”-Sonde und die “Pioneer”-Sonden der USA sowie die terrestrische Radarastronomie haben eine Fülle neuer Informationen über die Beschaffenheit der Venusoberfläche und -atmosphäre geliefert.
Danach herrscht auf der Venusoberfläche eine hohe Temperatur von etwa 500°C, und das fast unabhängig von Tag und Nacht und den Breitengraden. Das bedeutet noch größere Hitze als auf dem sonnennäheren Merkur! Lediglich oberhalb der Wolkenobergrenze herrscht eine tiefe Temperatur von -90°C.
Weitere Überraschungen sind der hohe Druck an der Venusoberfläche, der die Druckverhältnisse auf der Erde um das 90fache übersteigt, und die Zusammensetzung der Atmosphäre, die zu 97% aus Kohlendioxid besteht. Die äußerst hohe Temperatur auf der Venus findet ihre Erklärung durch den sogenannten “Treibhauseffekt”, wie er vom Gewächshaus her bekannt ist. Während die Sonnenstrahlen ungehindert durch das Glasdach einfallen und den Boden erhitzen, kann die vom Boden aufsteigende Wärme nicht durch das Glas entweichen. So ergibt sich eine überhöhte Temperatur. Bei der Venus übernimmt diese Funktion eine mehrschichtige dichte Wolkendecke. Als regelrechter Wärmespeicher wirkt das in großen Mengen enthaltene Kohlendioxidgas. Die besonders in der Äquatorgegend aufgenommene Wärme wird im Verlaufe einer retrograden, periodischen Strömung mit 4tägigem Zyklus nahezu gleichmäßig auf die gesamte Planetenoberfläche verteilt. Die abgekühlten Luftschichten sinken über den Polen ab und werden wieder in die Äquatorgegend zurückverfrachtet.
Die Sonden “Venus 9” und “Venus 10” übermittelten 1975 erstmals auch Venusfotos, die über die Beschaffenheit der Landestellen Aufschluß gaben und die übertroffen wurden von den Farbbildern der Sonden “Venera 13” und “Venera 14” (1982). Alle diese Bilder zeigen abgeflachte Gesteinsbrocken von unregelmäßiger Form. Durch die Radarbilder von “Venera 15” und “Venera 16” (1984/85) haben wir Hinweise darauf erhalten, daß es auf der Venusoberfläche Krater und Gebirgszüge gibt. Man hat vor allem zwei große Gebirgsregionen vermessen, denen man nach den beiden ersten Buchstaben des griechischen Alphabetes die Namen Alpha- und Betagebirge gegeben hat.
Von 1990 bis 1994 umkreiste “Magellan” die Venus. Dieser Satellit erfaßte mittels Radar praktisch die gesamte Oberfläche mit einer Auflösung bis zu 120m. Es stellte sich heraus, dass die Venus von Einschlagkratern mit Durchmessern von einigen Kilometern bis zu 300km übersäht ist. Es gibt kaum kleinere Krater, da viele Gesteinsbrocken an der dichten Atmosphäre am Eindringen gehindert werden. Über Vulkanismus und Plattentektonik auf der Venus wird nach wie vor gestritten, allerdings ist man sich weitgehend einig, dass – obwohl die Oberfläche von Lavafeldern und Vulkanen geprägt ist – die Aktivität schon vor 500 bis 1000 Millionen Jahren zum Erliegen kam.
Durch das Fernrohr können wir wegen der dichten Wolkenschicht, die die Venus in einer Höhe von etwa 65 km über der Oberfläche ständig einhüllt, keinerlei Einzelheiten der Oberfläche erkennen. Diese Wolkenschicht bewegt sich wie erwähnt in 4 Tagen einmal um die Venus, während der Planet selbst 243 Tage für die retrograde Rotation benötigt. Da die Venus in 224,7 Tagen einmal um die Sonne kreist, dauert die Drehung um sich selbst also weit über ein Venusjahr.
Die Venus, nach Sonne und Mond das dritthellste Gestirn unseres Himmels (das wir unter günstigen Bedingungen sogar bei Tage beobachten können), hat eine besonders starke Rückstrahlfähigkeit. Dieses Vermögen, das empfangene Sonnenlicht zu reflektieren, nennt man Albedo (lat.: = Weiße).
Noch eine Besonderheit macht die Venus zu einem beliebten Beobachtungsobjekt: Sie ist unser Morgen- und Abendstern “in einer Person”. Ihre Abendsichtbarkeit fällt in die Zeit der östlichen Elongation. Die Venus ist dann über dem Westhorizont nach Sonnenuntergang als strahlender Abendstern zu sehen. Ihre Sichtbarkeit am Morgen fällt in die Zeit der westlichen Elongation. Die Venus ist dann über dem Osthorizont als strahlender Morgenstern vor Sonnenaufgang zu sehen.
Eigenschaften des Planeten Venus
durchschn. Dichte
in kg/m35.2045.520,943
|Venus||Erde||Ratio|
Venus/Erde
|Äquator-Radius|
in km
|6.052||6.378||0,949|
|Pol-Radius|
in km
|6.052||6.356||0,952|
|Masse|
in 1024 kg
|4,869||5,9736||0,815|
|Volumen|
in 1010 km3
|92,843||108,321||0,857|
|Gravitation|
(Oberfläche) in m/s2
|8,87||9,78||0,907|
Eigenschaften der Umlaufbahn des Planeten Venus
|Venus||Erde||Ratio|
Venus/Erde
|durchschn. Entf. von|
Sonne in 106 km
|108,2||149,6||0,723|
|siderische Umlaufszeit|
in Tagen
|224,701||365,256||0,615|
|tropische Umlaufszeit|
in Tagen
|224,695||365,242||0,615|
|Perihelabstand|
in 106 km
|107,5||147,1||0,731|
|Aphelabstand in 106 km||108,9||152,1||0,716|
|durchschn. Umlaufs-|
geschw. in km/s
|35,02||29,79||1,176|
|Bahnneigung in Grad||3,39||0,00||–|
|Exzentrizität||0,2056||0,0167||12,311|