Die Venus – Ein Blick hinter den Schleier (Teil 1)

Die Venus ist nach Sonne und Mond das dritt-hellste Objekt am Himmel und fasziniert die Menschen schon seit Urzeiten. Bereits 650 vor Christus wurde die Venus von den Maya beobachtet und für ihre Kalenderberechnung genutzt. Lange Zeit dachte man, die Venus sei ein Zwilling der Erde – bis erste Raumsonden sie erkundeten. Auch wenn sich der Schleier um die Venus mittlerweile ein wenig gelüftet hat, sind auch in der jüngsten Epoche der Raumfahrt noch nicht alle Rätsel gelöst.

Der Planet Venus wird umgangssprachlich auch gerne als „Morgen-“ bzw. „Abendstern“ bezeichnet und ist nach der Göttin der Liebe und Schönheit in der römischen Mythologie benannt. Mit einer Entfernung von 108 Millionen Kilometern ist sie nach Merkur der Sonne am zweit-nächsten. Ihre Größe und Masse und folglich auch Dichte und Fallbeschleunigung auf der Oberfläche sind nahezu identisch mit den Werten der Erde. Dies und die geringe Distanz zur Erde, macht sie seit der frühen Epoche der Raumfahrt zu einem attraktiven Ziel.

Die wichtigsten Daten zur Venus
Äquatorumfang 38.024,6 km (0,9499-fache der Erde)
Radius (Äquator) 6.051,8 km
Volumen 928.415.345.893 km³ (0,857-fache der Erde)
Masse 4.8673 x 10^24 kg (0,815-fache der Erde)
Dichte 5,243 g/cm3
Oberfläche 460.234.317 km² bzw. 4.6023 x 10^8 km² (0,902-fache der Erde)
mittlere Oberflächentemperatur 462°C bzw. 735 K
höchste Oberflächenerhebung Maxwell Montes 17 km (Erde Mount Everest 8,8 km)
Oberflächenzusammensetzung vorwiegend Basalt
Perihel 107.476.170 km (0,731-fache der Erde)
Aphelium 108.942.780 km (0,716-fache der Erde)
siderische Rotationsperiode (Länge eines Tages) 243,0185 Erdentage (retrograd)
siderische Umlaufzeit (Länge eines Jahres) 224,70 Erdentage bzw. 0,61519726 Erdenjahre
Oberflächengravitation, Fallbeschleunigung 8,87 m/s² (Vergleich 100kg auf der Erde wiegen 91kg auf der Venus)
Exzentrizität 0,00677672
Inklination 3,4°
mittlere Orbitalgeschwindigkeit 126.074 km/h (1,176-fache der Erde)
Hauptbestandteile der Atmosphäre 96 % CO2, 3% N2 (Vergleich Erde 78% N2, 21% O2, 1% Ar)
Fluchtgeschwindigkeit 37.296 km/h (0,926-fache der Erde)
Neigung der Rotationsachse 177,3° (retrograde Umlaufbahn, 7,56-fache der Erde)
Albedo 0,76 (Vergleich Erde 0,37)
Anzahl der Monde keine

Die Venus zu erkunden, ist dennoch mit allerlei Schwierigkeiten behaftet: Ein dichter Wolkenschleier umgibt den Planeten und versperrt die Sicht. Erste schwarz-weiß Fotografien von der Oberfläche der Venus lieferten erst die sowjetischen Raumsonden Venera-9 und Venera-10 im Jahr 1975 – eine Glanzleistung: 1970 landete mit Venera-7 die allererste Sonde überhaupt auf einem anderen Planeten. Den unwirtlichen Bedingungen dort hielten die Venera-Raumsonden jedoch, wenn überhaupt, nur wenige Stunden stand. Ein umfassenderes Bild erhielt man erst über Radar, das die sowjetischen Raumsonden Venera 10 (1974-1976), 15 und 16 (1983-1984) sowie die NASA-Raumsonden Pioneer Venus (1978) und Magellan (1990-1994) an Bord hatten.

Die bedeutendsten Venus-Missionen im Überblick
Raumsonde Land Jahr Mission Bemerkung
Mariner 2 USA 1962 Vorbeiflug näheste Distanz zur Venus 35.000 km, kein Magnetfeld detektiert
Venera 4 Sowjetunion 1967 Atmosphärensonde erste Daten über die Zusammensetzung der Atmosphäre, Oberfächentemperatur (500°C) und Druck (75 bar), der hohe Druck zerstörte die Raumsonde, bevor sie die Oberfläche erreichte
Venera 5 & 6 Sowjetunion 1969 Atmosphärensonden Stickstoff und Sauerstoff in der Atmosphäre detektiert, der hohe Druck zerstörte die Sonden wenige Kilometer über der Oberfläche
Venera 7 Sowjetunion 1970 Lander erste erfolgreiche weiche Landung auf der Venus bzw. auf einem anderen Planeten überhaupt, gemessene Oberflächentemperatur: 475°C, gemessener Druck: 90 bar
Venera 8 Sowjetunion 1972 Lander erstmals wurden Windgeschwindigkeiten gemessen (von 100m/s bei einer Höhe von 48 km bis 1m/s unterhalb von 10 km über der Oberfläche), Oberflächenzusammensetzung mit Gammastrahlenspektrometer untersucht
Mariner 10 USA 1974 Vorbeiflug auf dem Weg zum Merkur erste Raumsonde mit Kamera an Bord zur Messung der Zirkulation der Venus-Atmosphäre, Temperatur auf den Wolken gemessen (-24 °C)
Venera 9 & 10 Sowjetunion 1975 2 Orbiter mit je einem Lander erste Raumsonde, die die Venus in einer Umlaufbahn umkreiste. Die Orbiter fotografierten die Wolken und beobachteten die obere Atmosphäre, die Lander funkten die ersten Bilder (schwarz/weiß) von der Oberfläche zur Erde
Pioneer Venus 1 & 2 USA 1978 – 1992 1 Orbiter und vier Atmosphärensonden Mission mit der längsten Dauer im Orbit (14 Jahre). Erster Orbiter mit Radarvermessung der Oberfläche. Ausbrüche entdeckt, vermutlich Blitze. Kein magnetisches Feld gemessen. 90 prozentige Abnahme von Schwefeldioxid verzeichnet, vermutlich Hinweis auf große Vulkaneruption kurz vor der Ankunft des Orbiters. Messung der Struktur, Zusammensetzung und der Eigenschaften der Wolken bis auf 12 km Höhe.
Venera 11 & 12 Sowjetunion 1978 Vorbeiflug, 2 Lander Lander untersuchten Struktur und Zusammensetzung der Atmosphäre und der Wolken. Erforschung der atmosphärischen Dynamik über Doppler-Effekt.
Venera 13 & 14 Sowjetunion 1982 Vorbeiflug, 2 Lander Erste Farbbilder von der Venusoberfläche. Bodenanalyse ergab Leucit-Basalt (eine Gesteinsart, die auf der Erde selten vorkommt) und tholeiitischen Basalt ähnlich wie auf der Erde
Venera 15 & 16 Sowjetunion 1983 2 Orbiter Radarvermessung der Oberfläche. Detaillierte Studie der Mesosphäre und der oberen Wolken durch Spektroskopie.
Vega 1 & 2 Sowjetunion 1985 je 1 Lander und 1 Ballon, Vorbeiflug auf dem Weg zum Halleyschen Kometen Erste Ballons in der Venusatmosphäre messen Windgeschwindigkeit von 240 km/h. Lander messen präzise die Temperatur und die Wolkenzusammensetzung
Magellan USA 1990 – 1994 Orbiter Spektralanalyse der Emissionen der Nachtseite im nahen Infrarot. Radiowellen gemessen, vermutlich von Blitzen verursacht.
Galileo USA 1990 Vorbeiflug auf dem Weg zu Jupiter Nachtseite im nahen Infrarotbereich beobachtet; Radiowellen detektiert, möglicherweise von Blitzen verursacht.
Cassini-Huygens USA, ESA, I 1998/ 1999 Vorbeiflug auf dem Weg zum Saturn Nachtseite im nahen Infrarotbereich beobachtet
Venus Express ESA 2005 Orbiter erste europäische Raumsonde zur Erforschung der Venus, umfassende Analyse des Planeten

 

 

Die Oberfläche

Mit einer Durchschnittstemperatur von 465 Grad Celsius ist die Venusoberfläche die heißeste im gesamten Sonnensystem und der Druck ist mit 90 Bar 90 Mal höher als auf der Erde bei Normalnull bzw. so hoch wie der Wasserdruck in 900m Tiefe.

 

Wie Merkur, Erde und Mars ist auch die Venus ein Gesteinsplanet. Ihre Oberfläche besteht hauptsächlich aus Basalt als Ergebnis von intensiven Vulkanismus und einem ähnlichen Solidifikationprozess. Rund 70 Prozent bestehen aus Hochland mit sanften Hügeln, etwa 20 Prozent sind sehr flaches Tiefland („planitia“ genannt) und etwa zehn Prozent entfallen auf zwei kontinentgroße Hochländer: Ishtar Terra in der Nordpolarregion hat ungefähr die Größe von Australien und beherbergt den höchsten Berg auf der Venus, den 17 km hohen Maxwell Montes (Vergleich Erde: Mount Everest 8,8 km). Die andere Hochlandregion wird Aphrodite Terra genannt, hat ungefähr die Größe von Lateinamerika und erstreckt sich knapp 10.000 km lang am Äquator. Wissenschaftler vermuten, dass diese großen Kontinente einst von Wasser umgeben waren.

 

Mehr als tausend Vulkane mit einem Durchmesser von mehr als 20 Kilometer übersähen die Oberfläche der Venus. Daneben prägen Einschlagkrater das Erscheinungsbild, wobei es nahezu unmöglich ist, dort einen Krater mit weniger als zwei Kilometer Durchmesser zu finden. Dies ist der hohen Dichte der Atmosphäre geschuldet, die kleinere Meteoriten schon beim Eintritt pulverisiert. Die ältesten Krater erscheinen nicht älter als 500 Millionen Jahre. Es wird vermutet, dass sich der Druck im Inneren der Venus nicht wie auf der Erde durch Plattentektonik und Vulkanausbrüche stetig abbaut, sondern in einer globalen Eruption die gesamte Oberfläche neu formt. Wie die Venus vor dieser Zeit ausgesehen hat, kann daher anhand heutiger Beobachtungsdaten nicht rekonstruiert werden.

Auf der Venus gibt es wahrscheinlich keine Plattentektonik wie auf der Erde. Statt mehrerer Platten scheint eine einzige Platte die gesamte Venus zu umfassen. Über deren Beschaffenheit ist jedoch noch nichts bekannt. Als sicher gilt hingegen, dass die Planetenoberfläche durch Deformationen der Kruste und durch Vulkanismus geformt wurde. Erstarrte Lavaströme erstrecken sich mehrere hundert Kilometer über der Oberfläche. Vulkanismus deutet daraufhin, dass zumindest in der Vergangenheit, die Kruste auf einem flüssigen Mantel lag.

Bemerkenswerterweise zeigten sich landschaftliche Veränderungen auf zwei Aufnahmen der Raumsonde Magellan in einem Zeitraum von acht Monaten, die auf eine Art Erdrutsch oder möglicherweise ein Venus-Beben hinweisen.

2010 hat die ESA-Raumsonde „Venus Express“ den bislang eindeutigsten Hinweis darauf geliefert, dass die Venus immer noch geologisch aktiv ist. Durch Messungen im Infrarotbereich konnten relativ junge Lavaströme entdeckt werden, die auf aktive Vulkane hindeuten. Schon lange war auffällig, dass sich auf der Venus einfach zu wenige Krater befinden, irgendein Mechanismus muss also für die relativ glatte Oberfläche sorgen.

 

 

Einige Wissenschaftler vermuten, dass es einst einen Ozean auf der Venus gab. Heutzutage findet sich nur noch wenig Wasserdampf in der Atmosphäre des Venus. Würde man den Inhalt aller Ozeane auf der Erde gleichmäßig über den Planeten verteilen, wäre diese Wasserschicht drei Kilometer tief. Würde man hingegen den gesamten Wasserdampf in der Venusatmosphäre gleichmäßig kondensieren, erhielte man nur eine drei Zentimeter dicke Schicht. Anhand der Daten der ESA-Raumsonde Venus Express verdichten sich die Hinweise darauf, dass es auf Venus einst mehr Wasser gab, das sich aber in den Weltraum verflüchtigte. Dabei spaltet die ultraviolette Strahlung der Sonne die Wassermoleküle in zwei Wasserstoff- und ein Sauerstoffatom, die dann in den Weltraum entweichen. Die Messergebnisse der europäischen Raumsonde zeigen, dass grob zwei Mal so viel Wasserstoff wie Sauerstoff entweicht. Außerdem zeigte sich in den oberen Atmosphäreschichten eine Anreicherung mit schweren Wasserstoffatomen (Deuterium), das sich schwerer aus der Atmosphäre verflüchtigen kann. In einem alternativen Szenario könnte das wenige Wasser Kometen und Vulkanismus geschuldet sein.

Der Planet

Wie schon erwähnt, ist die Venus wie Merkur, Erde und Mars ein Gesteinsplanet. Die Venus verfügt über keinen Mond und dreht sich im Vergleich zur Erde in der entgegengesetzten Richtung (retrograd), so dass dort die Sonne im Westen aufgeht. Darüber hinaus rotiert der Planet sehr langsam: ein Tag dauert 243 Erdentage und ist damit länger als ein Venusjahr mit 225 Erdentagen. Binnen vier Tagen umrunden allerdings die schnellen Winde einmal den gesamten Planeten. Welche Prozesse und Mechanismen dafür verantwortlich sind, ist noch unbekannt.

Die langsame Rotation der Venus könnte auch erklären, warum die Venus kein intrinsisches Magnetfeld wie die Erde hat, sondern lediglich über lokale Magnetfelder verfügt, die vom Sonnenwind induziert werden und vielleicht auch über lokale Magnetfelder auf der Oberfläche. Dieser Erklärungsansatz wird unter Wissenschaftlern aber aktuell noch debattiert. Die Venus verfügt übrigens über einen Eisenkern von annäherungsweise 3.000 km Durchmesser. Durch das fehlende globale Magnetfeld ist der Planet dem Sonnenwind weitestgehend schutzlos ausgesetzt. Dies hat auch Folgen für die Atmosphäre.

Mehr über die Venus, ihre Atmosphäre und ihre Entwicklung sowie ein Ausblick auf künftige Forschung folgen im zweiten Teil…

Weiterführende Links

  • Frühe Geschichte der Erforschung des Planeten Venus
  • Venus Express im astro!nfo Lexikon
  • Aktuelle Beobachtungsdaten der Venus für diesen Monat
  • Aktueller Anblick
  • Venus-Seite bei CalSky
  • „Die Venus beobachten“ – Artikel im astro!nfo-Lexikon
  • Venustransit 2012

Externe Links

  • Download: Große Venus-Karte (Globus mit Beschriftung), Quelle: NASA
  • Download: Große Venus-Karte (Globus ohne Beschriftung), Quelle: NASA

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