Venus (Planet)
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Venus im sichtbaren Licht, aufgenommen von der Sonde Galileo | |
| Eigenschaften des Orbits | |
| Aphel | 108,94 Mio. km 0,728 AE |
| Große Bahnhalbachse | 108,21 Mio. km 0,723 AE |
| Perihel | 107,48 Mio. km 0,718 AE |
| Numerische Exzentrizität | 0,0067 |
| Siderische Umlaufperiode | 224,701 Tage |
| Synodische Umlaufperiode | 583,92 Tage |
| Ø Umlaufgeschwindigkeit | 35,0214 km/s |
| Inklination | 3,39471° |
| Kleinster Abstand zur Erde | 38,2 Mio. km |
| Größter Abstand zur Erde | 261,0 Mio. km |
| Physikalische Eigenschaften | |
| Äquatordurchmesser | 12.103,6 km |
| Poldurchmesser | 12.103,6 km |
| Oberflächeninhalt | 460,2 Mio. km2 (0,902-fache der Erde) |
| Masse | 4,8685 × 1024 kg (0,815 Erdenmassen) |
| Mittlere Dichte | 5,243 g/cm3 |
| Ø Fallbeschleunigung an der Oberfläche |
8,87 m/s² (0,905-fache der Erde) |
| Rotationsperiode | 243 Tage 0,1 Std. 1,25 Min. (rückläufig) |
| Neigung der Rotationsachse | 177,36° |
| Sphärische Albedo Geometrische Albedo |
0,76 0,65 |
| Fluchtgeschwindigkeit | 10,36 km/s |
| Mittlere Temperatur an der Oberfläche |
740 K |
| Eigenschaften der Atmosphäre | |
| Mittlerer Druck an der Oberfläche |
92 bar |
| Kohlendioxid | 96,5% |
| Stickstoff | 3,5% |
| Schwefeldioxid | 150 ppm |
| Argon | 70 ppm |
| Wasser | 20 ppm |
| Kohlenmonoxid | 17 ppm |
| Helium | 12 ppm |
| Neon | 7 ppm |
Die Venus ist der zweitinnerste Planet des Sonnensystems. Sie kommt auf ihrer Umlaufbahn der Erde am nächsten und hat fast die gleiche Größe. Nach dem Mond ist sie das hellste Objekt am Nachthimmel. Da sie als einer der inneren Planeten morgens und abends am besten sichtbar ist und nie gegen Mitternacht, wird die Venus auch Morgenstern bzw. Abendstern genannt. Sie zählt zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten.
Das Zeichen des Planeten Venus ist das allgemein bekannte Symbol für Weiblichkeit, ein Kreis mit einem darunter befindlichen Kreuz: ♀
Kulturgeschichte
Da die Venus das hellste sternartige Objekt am Himmel ist hat sie wohl seit Anbeginn der Menschheitsgeschichte eine tragende Rolle in der Astronomie aber auch in der Mythologie und der Astrologie gespielt. Im alten Babylon verband man den hellsten Wandelstern mit Ischtar, der bedeutendsten babylonischen Göttin. Im frühen antiken Griechenland nannte man die Venus als Morgenstern Phosphoros (svw. „Lichtbringer“) - auf lateinisch Lucifer -, manchmal auch Heosphoros, und als Abendstern Hesperos. Erst die späteren Hellenen bezogen diesen Planeten auf die Göttin Aphrodite. Im alten Ägypten verband man den Wandelstern mit der Göttin Isis, und bei den Germanen mit der Göttin Freyja (altnord. „Herrin“) bzw. Freia, auf die unser Wochentagsname für den Freitag zurückgeht. Mit der Renaissance hat sich für den Planeten der Name Venus (lat. „Anmut“, „Liebreiz“) der römischen Liebesgöttin durchgesetzt.
Positionen der unteren Konjunktionen der Venus am Himmel in den Jahren 2004 bis 2012. Anfang und Endpunkt des sich nicht exakt schließenden Pentagramms markieren die beiden Venus-Transits in den entsprechenden Jahren.
Weiterhin wird das Pentagramm seit der Antike als Symbol der Venus, sowohl des Planeten auch als der Göttin, benutzt. Der Ursprung dieser Symbolik scheint in der Bahn des Himmelskörpers am Firmament zu liegen, da der Planet im Zeitraum von acht Jahren ein recht exaktes Pentagramm am Sternenhimmel definiert. Himmelsmechanisch lässt sich dieses Phänomen durch das Verhälntis der Umlaufzeiten der Paneten Venus und Erde zueinander erklären, da die Venus innerhalb von 8 Jahren fast genau 13 mal die Sonne umläuft. Relativ zur Erde scheint die Venus daher in diesem Zeitraum genau fünfmal die Sonne zu umrunden. Es gibt Vermutungen, dass die Griechen olympischen Spiele der Antike nach diesem Zyklus ausgerichtet haben.
In der Astrologie ist die Venus unter anderem das Symbol des Bindungsvermögens.
Im antiken China ordnete man gemäß der Fünf-Elemente-Lehre den Planeten Venus der Wandlungsphase Metall zu. Daher heißt die Venus im Chinesischen und Japanischen Metall-Stern (金星 chin. jīnxīng, jap. kinsei).
Aufbau
Im ganzen Sonnensystem sind sich keine zwei Planeten so ähnlich wie die Venus und die Erde. Oft werden die beiden Planetenschwestern auch als Zwillinge bezeichnet. Doch so sehr sie sich im Allgemeinen auch gleichen, ihr Äußeres könnte unterschiedlicher kaum sein. Nach der globalen Lüftung des dichten Schleiers der Venus bietet sie allein schon mit ihrem exotischen und äußerst vielgestaltigen Antlitz mehr Rätsel als man sich jemals hätte vorstellen können.
Atmosphäre
Die Atmosphäre der Venus besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid. Zu einem kleinen Teil von 3,5% ist auch Stickstoff enthalten. Die absolute Menge des Stickstoffs entspricht aufgrund der großen Gesamtmasse immerhin etwa dem Vierfachen in der Erdatmosphäre. Die Masse der Venusatmosphäre beträgt rund das 90fache der Lüfthülle der Erde und bewirkt am mittleren Bodenniveau einen Druck von 92 bar. Das kommt dem Druck in gut 900 m Meerestiefe gleich.
Die Hauptmasse der Atmosphäre mit rund 90% reicht von der Oberfläche bis in eine Höhe von 28 km. Dieser Schicht sind wahrscheinlich auch die von verschiedenen Sonden registrierten elektromagnetischen Impulse zuzuordnen, die für sehr häufige Blitzentladungen sprechen, denn in den Wolken auf der Nachtseite der Venus konnten keine aufleuchtenden Gewitterblitze nachgewiesen werden.
Die Atmosphäre der Venus ist von außen völlig undurchsichtig, das liegt jedoch nicht an der Masse bzw. der sehr hohen Dichte der Gashülle sondern lediglich an einer stets geschlossenen Wolkendecke. Ihr Hauptbestandteil sind Tröpfchen aus Schwefelsäure. Sie befindet sich in einer Höhe von etwa 50 km und ist rund 20 km dick. Die sphärische Albedo der cremegelben und zumeist strukturlosen Wolkenoberfläche beträgt 0,76; das heißt, sie streut 76% des von der Sonne praktisch parallel eintreffenden Lichts zurück. Die Erde reflektiert dagegen nur 39%. Das Gesamtspektrum der einfallenden Sonnenstrahlung wird von der Venusatmosphäre fast vollständig absorbiert. Diese Energie treibt die obersten äquatorialen Wolkenschichten zu einer Geschwindigkeit von etwa 100 m/s bzw. 360 km/h, mit der sie sich immer in Rotationsrichtung der Venus in nur 4 Tagen einmal um den Planeten bewegen. Die Hochatmosphäre rotiert somit rund 60 mal so schnell wie die Venus selbst. Diese Erscheinung wird „Superrotation“ genannt. Ihre Ursache ist zumindest im Fall der Venus unbekannt. Die einzigen anderen Beispiele im Sonnensystem sind die höhere Atmosphäre der Erde und die Wolkenobergrenze des Saturnmondes Titan.
Die Gashülle der Venus bildet eine einzige Konvektionszelle. Die in der am intensivsten bestrahlten Äquatorzone aufgestiegenen Gasmassen strömen in die Polargebiete und sinken dort in tiefere Lagen, in denen sie zum Äquator zurückfließen. In Bodennähe wurden nur geringe Windgeschwindigkeit von 0,5 bis 2 m/s gemessen. Durch die hohe Gasdichte entspricht das auf der Erde immerhin der Windstärke 4, d.h. es kommt einer mäßigen Brise gleich, die Staub bewegen kann. Von dem auf die Venus einfallenden Sonnenlicht erreichen nur 2% die Oberfläche. Die Sichtweite dort beträgt wie an einem trüben Nachmittag rund 3 km.
Ein starker "Treibhauseffekt", der hauptsächlich durch die Masse an Kohlendioxid bedingt ist, sorgt am Boden für eine mittlere Temperatur von 470 °C. Das liegt weit über den Schmelztemperaturen von Zinn (232 °C) und Blei (327 °C), und übertrifft sogar die Höchsttemperatur auf dem Merkur (427 °C). Die Erwärmung der Oberfläche ist dadurch auch derart gleichmäßig, dass die Temperaturunterschiede trotz der sehr langsamen Rotation der Venus sowohl zwischen der Tag- und der Nachtseite als auch zwischen der Äquatorregion und den Polgebieten nur sehr gering sind. Ein Minimum von etwa 440 °C wird in Bodennähe nie unterschritten.
Oberfläche
Der Boden der Venus ist ständig dunkelrotglühend. Aufgrund der sehr hohen Temperatur gibt es keine Gewässer. Das Relief wird hauptsächlich von sanft gewellten Ebenen beherrscht. Mit verhältnismäßig geringen Niveauunterschieden entsprechen sie dem globalen Durchschnittsniveau und bilden, relativ ähnlich dem Meeresspiegel der Erde, für alle Höhenangaben ein praktisches Bezugsniveau. Dieses Null-Niveau der Venus entspricht einem Kugelradius von 6.051,8 km. Die Ebenen nehmen über 70% der Oberfläche ein. Rund 20% sind bis zu 2 km tiefe Niederungen. Nur etwas weniger als 10% entfallen auf Hochländer.
Hochländer
Die Hochlagen verteilen sich im Wesentlichen auf zwei kontinentartige Strukturen. Das umfangreichere von beiden, Aphrodite Terra, ist etwa so groß wie Südamerika und erstreckt sich in der Form eines Skorpions längs über etwa ein Drittel des Äquators. Ein gutes Stück nordwestlich davon liegt Ishtar Terra. Das Ishtar-Land ist nur ungefähr so groß wie Australien, doch auf ihm befinden sich die Maxwell Montes, die mit einer Gipfelhöhe von bis etwa 10,8 km die höchste Erhebung der Venus sind. Alle Oberflächenstrukturen der Venus tragen weibliche Namen, mit Ausnahme von Alpha Regio und Beta Regio - den von der Erde aus zuerst entdeckten Formationen - sowie der Maxwell Montes. Letztere erhielten ihren Namen zu Ehren von James Clerk Maxwell, der mit seinen Gleichungen der elektromagnetischen Wellen unter anderem auch eine Grundlage für die Radarerkundung der Venusoberfläche geschaffen hat.
Auf einigen Gipfeln der Venusgebirge wurden radarhelle "Schneekappen" festgestellt, die bei den dort herrschenden Temperaturen nicht aus Wassereis bestehen können. Bei diesen Kappen handelt es sich möglicherweise aus Niederschlägen unterschiedlicher Bleisalze.
Zu den Sonderformen der Venusoberfläche zählen die Hochlagen der Tesserae (griech. svw. 'Mosaik'). Sie bestehen aus parkettmusterartig gebrochenen Blöcken mit jeweils bis über 20 km Breite, die anscheinend durch tektonische Spannungen deformiert worden sind. Diese mitunter auch "Würfelländer" genannten Hochlagen nehmen große Teile im Westen und Norden von Aphrodite Terra sowie im Norden und Osten von Ishtar Terra ein. Daneben ragen sie auch als Inseln aus den Tiefländern empor, wie die drei größeren Einheiten Alpha Regio, mit einem Durchmesser von etwa 1.300 km, sowie Phoebe Regio und Tellus Tessera.
Einschlagkrater
Die Anzahl der Einschlagkrater auf der Venusoberfläche beträgt gerade einmal 963 Exemplare. Ihre Durchmesser liegen in dem Bereich zwischen 1 und 300 km. In dieser Größe gibt es dagegen allein auf der vierundzwanzig mal kleineren Vorderseite des Mondes, trotz der großen, von Lava weitgehend geglätteten Marebecken, rund hundert mal so viele. Auf dem Mond gibt es übrigens sogar mehr Krater als auf dem Mars, unter anderem aufgrund dessen fast völlig geglätteter Nordhalbkugel. Da der Mond auch keine Atmosphäre besitzt, und seine Oberfläche daher auch keiner entsprechenden Erosion ausgesetzt ist, gelten seine auch mit noch viel kleineren Einschlagstrukturen praktisch lückenlos besetzten und noch völlig erhaltenen Hochländer auf der Grundlage der chemischen Altersbestimmung der Mondgesteine als der klassische Vergleichsmaßstab für die Altersabschätzung anderer Planeten- und Mondoberflächen. Würde die Kraterhäufigkeit auf dem Mond jener der Venus entsprechen, so hätte er insgesamt nur 80 Exemplare zu bieten.
Die Venuskrater sind für ihre geringe Anzahl erstaunlich gleichmäßig über die Oberfläche verteilt. Da nur größere Meteoroiden die sehr dichte Atmosphäre durchdringen und auch solche Einschlagstrukturen erzeugen können, gibt es keine Kraterdurchmesser unter 1,5 km, sondern an Stelle dessen nur so etwas wie "Schmauchspuren". Der größte Venuskrater Mead hat einen Durchmesser von etwa 280 km. Ihm folgen im dem Größenbereich zwischen 100 und 200 km sieben weitere. Das Fehlen von Kratern mit größeren Ausmaßen, wie auf dem Mond, dem Mars und auch auf dem Merkur, wo sie in den jeweils markantesten Fällen sogar Durchmesser bis weit über 1.000 km erreichen, wird ebenso mit der hohen Atmosphärendichte erklärt. Das Relief aller Einschlagkrater auf der Venus ist sehr flach.
Etwa 85 % der Venusoberfläche bestehen aus deutlichen Spuren einer flächendeckenden Magmaförderung. Die meisten Krater sind davon aber nicht in Mitleidenschaft gezogen worden, sie sind demnach erst später entstanden. Das hat hinsichtlich ihrer spärlichen und sehr gleichmäßigen Verteilung im Vergleich mit der Mondoberfläche zu dem Schluss geführt, dass die derzeitige Venuskruste erst etwa 500 bis 800 Millionen Jahre alt und aus einer umfassenden sowie ziemlich raschen Aufschmelzung hervorgegangen ist. Diese Auffassung gipfelt in der Annahme, dass die vulkanische Wärmefreisetzung der Venus nicht kontinuierlich wie auf der Erde abläuft, sondern in großen periodischen Schüben erfolgt. Das würde bedeuten, dass die Lithosphäre der Venus wesentlich dicker ist als die der Erde und dadurch einen relativ ungehinderten Wärmestrom nicht zulässt sondern über längere Zeit aufstaut, bis er sich mit aller Gewalt global Bahn bricht.
Coronae und Arachnoiden
Als besonderes Zeichen dieses Umbruchs werden die einzigartigen Coronae (lat. 'Kronen') und Arachnoiden (lat. 'Spinnen') angesehen. Es sind die charakteristischsten Gebilde auf der Venus. Sie befinden sich zu Hunderten in den Tiefebenen und prägen auch große Teile des Landes der Aphrodite.
Aufgrund ihres Äußeren, das den Eindruck von eingesunkenen und deformierten Vulkanen erweckt, werden sie mitunter als Einfallkrater bezeichnet. Einer anderen Erklärung zufolge kann es sich auch um Einschlagstrukturen handeln. Die kreisförmigen und ovalen Gebilde beinhalten ein flaches, unter dem Umgebungsniveau liegendes, welliges Becken mit einem niedrigen, breiten und leicht gewölbten Rand, der von einem breiten Graben mit konzentrischen Brüchen und Gebirgskämmen umgeben ist. Die kleinsten Durchmesser betragen etwa 50 km. Den mit Abstand größten Durchmesser von etwa 2.600 km besitzt Artemis Corona mit dem ringförmigen Grabensystem Artemis Chasma im Land der Aphrodite. In den meisten Fällen liegt die Spannweite zwischen 100 und 400 km. Die Arachnoiden sind zumeist etwas kleiner als die Coronae und sind zusätzlich von radialen Rissen durchzogen, deren Muster an eine langbeinige Spinne in ihrem Netz erinnert.
Manche Geologen vermuten in den Arachnoiden eine Vorstufe in dem unterbrochenen Entwicklungsweg zur Corona. Die Ursache dieser Gebilde sind nach der verbreitetsten Ansicht nicht vollständig aufgestiegene Mantelplums. Ähnlich wie Blasen sind demnach große Portionen von Mantelschmelze zur Oberfläche aufgestiegen, die jedoch bereits abkühlten, als sie die Kruste gerade angehoben und aufgebrochen hatten. Aufgrund der abkühlungsbedingten Kontraktion ist die angebrochene Kruste nachgesackt und es konnte kein richtiger Schildvulkan aufgebaut werden. In Hinsicht der Plums und als Unterscheidung gegenüber der Plattentektonik der Erde wird dieser globaltektonische Prozess als Tropfentektonik bezeichnet.
Vulkanbauten
Vulkane kommen auf der Venus mindestens so zahlreich vor wie auf der Erde. Es gibt ganze Felder von Schildvulkanen und Felder mit Hunderten kleiner Vulkankuppen und -kegeln. Die Zahl der kleinen vulkanischen Erhebungen geht weit über 50.000 hinaus. Vulkane mit einer mindestens 100 km durchmessenden Basis gibt nicht weniger als 167.
Zu den prominentesten Lavabergen zählen Sif Mons und Gula Mons in Eistla Regio mit Höhen von 2 bzw. 3 km und Basisdurchmessern von 300 bzw. 250 km. Ebenso in Beta Regio der Rhea Mons mit einer Gipfelhöhe von 4,5 km sowie der gleichhohe Theia Mons mit einem sagenhaften Basisdurchmesser von 700 km. Die höchsten Vulkane gibt es in Atla Regio, dem östlichsten Abschnitt von Aphrodite Terra. Dort befindet sich außer dem Sapas Mons (4,5 bzw. 400 km) auch der Ozza Mons (6 bzw. 300 km) und schließlich der Maat Mons, der mit über 8 km Höhe höchste Vulkan der Venus, und nach den Maxwell-Bergen ihre zweitgrößte Erhebung, - mit einem Basisdurchmesser von lediglich 200 km. Im Allgemeinen haben auch die Vulkane der Venus ein eher flaches Relief. Die Hangneigungen betragen zumeist nur 1 bis 2 Grad.
Eine spezielle Vulkanform auf der Venus hat aufgrund einer gewissen Ähnlichkeit den Spitznamen Tick (engl. 'Zecke') bekommen. Ähnliche Vulkanformen gibt es auf dem Meeresboden der Erde.
Zu den einmaligen vulkanischen Oberflächenstrukturen der Venus zählen sehr regelmäßig aufgebaute, kreisrunde Quellkuppen, die wegen ihres Erscheinungsbildes scherzhaft pancake domes ('Pfannkuchenkuppeln') genannt werden. In der Venus-Nomenklatur tragen sie die Bezeichnung Farra, in der Einzahl Farrum. Sie haben einen typischen Durchmesser von zumeist etwa 25 km und eine Höhe um 700 m, die bis über 1 km betragen kann. Sie treten auch in Gruppen auf und überlappen sich dann oft. Ihre Oberfläche wird neben einer zentralen Öffnung von konzentrischen und radialen Rissen geprägt. Offenbar sind die Gebilde durch eine Lava mit sehr hoher Zähigkeit entstanden. Es wird gerätselt, wie die Lava derart gleichmäßig über die Ebenen quellen konnte. Viskose Lava häuft sich auch auf der Erde zu Kuppeln, aber die sind sehr viel kleiner und nicht derart symmetrisch.
Lavaflüsse
Andere vulkanische Strukturen deuten auf Ströme von sehr dünnflüssiger Lava hin. Neben Tausenden von Kilometern langen, erstarrten Lavaströmen, den Fluctus, gibt es sehr bemerkenswerte Erosionstäler. Einige davon sind von manchen Einschlagkratern ausgegangen. Am phänomenalsten sind deutlich gewundene Rinnen, die unter den auf der Venus herrschenden Bedingungen ebenfalls nur von fließender Lava geschaffen worden sein können. Sie sind zumeist nur etwa 1,5 km breit und sehr flach. Die beeindruckendste Rinne hat eine Länge von etwa 6.800 km und übertrifft damit um über 100 Kilometer sogar den Nil, den längsten Strom der Erde. Das Gebilde mit dem Namen Hildr Fossa schlängelt sich von Atla Regio bis in die große nördliche Tiefebene Atalanta Planitia. Auf der Erde ziehen sich die längsten Lavarinnen gerade mal einige Dutzend Kilometer hin.
Es ist eines der großen Rätsel der Venus, dass sie trotz der Vielzahl und der Vielfalt vulkanischer Strukturen heute geologisch tot zu sein scheint. Allerdings würde man während nur einer einzigen näheren Globalerkundung der vulkanisch ständig aktiven Erde auch nicht zwangsläufig in jedem Fall Zeuge eines gerade ablaufenden Vulkanausbruchs werden. Festgestellte Variationen des Anteils von Schwefeldioxid in der Venusatmosphäre und der Dichteverteilung in der oberen Dunstschicht deuten tatsächlich auf mögliche Aktivitäten hin. Auch die Anzeichen von Blitzen könnten davon zeugen. In konkretem Verdacht stehen vor allem die zwei großen Schildvulkane in Beta Regio und der Maat Mons. Teile der Vulkanflanken sind radardunkel, d.h. sie reflektieren die abtastenden Radarstrahlen nur sehr gering und sind also ziemlich glatt. Diese Ebenheiten lassen sich in dem Fall als ein Zeichen für frische Lavaströme ansehen. Direkte Beweise für einen derzeit aktiven Vulkanismus wurden bislang jedoch noch nicht gefunden. Die einzige wirkliche Veränderung der Oberfläche ist in einem anderen Teil von Aphrodite Terra registriert worden und sieht aus wie eine breite Hangrutschung.
Innerer Aufbau
Unterhalb der Lithosphäre ähnelt das Innere der Venus wahrscheinlich dem der Erde. Da sie fast die gleiche Masse und eine ähnliche mittlere Dichte hat (5,24 g/cm³ im Vergleich zu 5,52 g/cm³ im Falle der Erde) und der Kosmogonie gemäß im gleichen Bereich des Sonnensystems entstanden ist, sollte sie auch einen analogen Schalenaufbau aufweisen. Dass die Erde eine etwas größere mittlere Dichte hat, ist nicht nur auf ihren chemische Zusammensetzung zurückzuführen, sondern zum Teil eine rein physikalische Auswirkung ihrer größeren Masse, die durch die entsprechend größere Schwerkraft eine stärkere Eigenkompression bedingt. Die Venus besitzt trotzdem – im Gegensatz zum viel kleineren Merkur – einen größeren Anteil an leichteren Elementen als die Erde. Unter der Vorgabe des klassischen Schalenaufbaus der Erde kann man daraus auf einen relativ kleineren Eisenkern und einen dafür etwas größeren Mantel schließen. Besonders der obere Mantel wird verhältnismäßig dicker erwartet. Auch die Lithossphäre könnte, wie durch Gravitationsfeld-Messungen der Venussonde Magellan nahe gelegt wurde, wesentlich dicker als die der Erde sein. Auf dieser Tatsache beruht auch die Hypothese, dass es auf der Venus keine Plattentektonik wie auf der Erde gibt, sondern dass sich die Venusoberfläche in einem langperiodischen Rhythmus durch massive globale Vulkanaktivitäten erneuert.
Einen wesentlichen Unterschied zur Erde und auch zum Merkur bildet das praktisch nicht vorhandene Magnetfeld der Venus. Wahrscheinlicher Grund für diese Abwesenheit ist die extrem langsame Eigenrotation der Venus. Der Dynamoeffekt des inneren Eisenkerns ist daher wohl zu schwach um ein merkbares Magnetfeld zu erzeugen.
Himmelsmechanik
Umlaufbahn
| Abstandverhältnisse der inneren Planeten zur Sonne | |||
 | |||
| Erde/Mond | Venus | Merkur | Sonne (maßstabsgetreu) |
Die Umlaufbahn der Venus hat unter allen Planetenbahnen die geringste Exzentrizität; sie ist also am kreisförmigsten. Dafür ist ihre Neigung gegen die Bahnebene der Erde nach der von Pluto und Merkur mit am größten, wenn auch mit etwa 3,4° deutlich mäßiger als bei diesen beiden Planeten. Dennoch macht es diese Bahnneigung äußerst selten (auch im Vergleich zum Merkur), dass es bei der unteren Konjunktion, d.h. wenn Sonne-Venus-Erde in dieser Reihenfolge in einer Linie stehen, zu einem so genannten Durchgang kommt. Da die Venus dann nämlich nur etwa 41 Millionen km von der Erde entfernt ist, kann sie scheinbar bis zu fast 9° ober- oder unterhalb der Sonne hindurchlaufen.
Rotation und Resonanz
Die Rotation der Venus vollzieht sich im Gegensatz zu der Eigendrehung und der Umlaufbewegung der meisten anderen Planeten und der meisten Monde rückläufig, d.h., auf ihr geht die Sonne im Westen auf. Zudem erfolgt die Rotation außergewöhnlich langsam: Eine siderische Rotationsperiode (d.h. relativ zu den Fixsternen) dauert ganze 243 Tage, und damit sogar 8% länger als die Umlaufperiode. Durch den rückläufigen Drehsinn dauert ein Venustag jedoch „nur“ 117,75 Erdtage; im anderen Fall würde das Verhältnis zwischen der Rotations- und der Umlaufgeschwindigkeit fast eine gebundene Rotation bedeuten, wie im vollendeten Beispiel des Mondes, welcher dadurch der Erde ständig die selbe Seite zuwendet. Es ist nicht bekannt, weshalb sich die Venus in dieser Hinsicht so einmalig verhält. Einer Hypothese zufolge könnte es das Resultat einer Kollision mit einem großen Asteroiden sein. Die Rotationsperiode erscheint allerdings nicht vollkommen willkürlich, denn sie steht in einem 2:3-Verhältnis zur Bahnperiode der Erde. Betrachtet man die retrograde Rotation der Venus von der Erde aus, so stellt man fest, dass die synodische Rotationsdauer (d.h. relativ zur Erde) etwa 146 Tage beträgt. Die synodische Umlaufdauer der Venus beträgt aber ganze 584 Tage, also genau das Vierfache (bzw. fünf Venustage). Die Venus zeigt daher bei jeder unteren Konjunktion mit derselben Seite zur Erde, was die Vermutung nahe legt, dass es sich insgesamt um ein Resonanz-Phänomen handelt.
Monde
Die Venus hat keine Monde. Trotzdem behauptete der italienische Astronom Giovanni Domenico Cassini im Jahr 1672, einen solchen entdeckt zu haben und nannte ihn Neith. Bis 1892 war der Glaube an einen Venusmond verbreitet, bevor sich herausstellte, dass anscheinend Sterne irrtümlich für einen Mond gehalten worden waren.
Es gibt eine Hypothese, nach der es sich bei dem äußerlich sehr erdmondähnlichen Merkur um einen entwichenen Trabanten der Venus handelt. Damit kann unter anderem erklärt werden, warum die beiden inneren Planeten als einzige keinen Begleiter haben.
Erforschung
Aufgrund der dichten, geschlossenen Wolkendecke war eine Erforschung der Oberfläche des Planeten erst durch radioastronomische Verfahren und die Venus-Sonden möglich. Frühe Beobachtungen mit bloßem Auge und Teleskopen konnten daher nur die Struktur der Wolkendecke und die Geometrie der Umlaufbahn untersuchen.
Erdgebundene Erforschung
Bei den ersten Beobachtungen der Venus mit Teleskopen durch Galileo Galilei und Zeitgenossen im Jahre 1610 zeigte sich unmittelbar, dass die Venus - wie der Erdmond - Phasen zeigt. Diese Beobachtung, die heute leicht durch die Tatsache, dass Venus ein innerer Planet ist, erklärt werden kann, war zur damaligen Zeit einer der großen Beweise, dass die Venus die Sonne - und nicht die Erde - umkreist. Damit unterstütze die Beobachtung die kopernikanische Theorie, obwohl hinzu gefügt werden muss, dass schon Herakleides Pontikos, ein Schüler Aristoteles', die Vermutung geäußert hatte, dass Merkur und Venus die Sonne umkreisen. Selbst im Ptolemäischen Modell und auch im Planetenmodell von Tycho Brahe lassen die Phasen dieser beiden Planeten erklären, so dass die Beobachtungen keinen zweifelsfreien Beweis des kopernikanischen Modells darstellen.
Ende des achzehnten Jahrhunderts führte der Lilienthaler Astronom Johann Hieronymus Schröter genauere Untersuchungen der Venusphasen durch. Er stellt fest, dass es zwischen der geometrisch berechneten Phase der Venus und der tatsächlich beobachteten Phase systematische Unterschiede gibt. Zunächst meinte Schröter, dass diese Unregelmäßigkeiten, wie beim Erdmond, auf Oberflächendetails wie Gebirgszüge zuückgehen. In einer 1803 veröffentlichten Arbeit über die Venusphase zum Zeitpunkt der Dichotomie (Halbvenus) folgerte er dann allerdings korrekt, dass es sich um Dämmerungseffekte in der Atmoshäre handelt. Daher wird diese Erscheinung heute allgemein nach der von Patrick Moore eingeführten Bezeichnung Schröter-Effekt genannt. Der Effekt ist schon für Amateure mit kleinem Teleskop leicht als „Venushörner“ zu beobachten (s.u.).
Seit Johannes Kepler die Venustransits von 1631 und 1639 vorhergesagt hatte, waren diese seltenen Ereignisse, bei denen die Venus als dunkles Scheibchen vor der Sonne zu sehen ist, ein besonders beliebtes Forschungsgebiet. Mit Hilfe dieser Beobachtungen konnte insbesondere die Entfernungsskala des Sonnensystems erheblich verbessert werden (siehe dazu den Hauptartikel zum Venus-Transit und den Abschnitt weiter unten).
Durch die Erfindung des Radars und der Radioastronomie traten in der Mitte des zwanzigsten Jahrhunderts neue Beobachtungsmöglichkeiten hinzu. Mikrowellen-Beobachtungenm, die C. Mayer et al. im Jahre 1956 durchführten deuteten zum ersten Mal auf eine sehr hohe Oberflächentemperatur der Venus von mindestens 600 K hin. Die Rotationsdauer der Venus konnte erstmals während der unteren Konjunktion im Jahre 1961 gemessen werde. Dies gelang mit Hilfe eines Radarstrahls der 26-Meter-Antenne in Goldstone, Kalifornien, dem Jodrell-Bank-Radioobservatorium in Großbritannien und dem sowjetischen Radioteleskop in Yevpatoria auf der Krim. Allerdings konnte erst 1964 nachgewiesen werden, dass sie Rotation der Venus retrograd erfolgt.
Die Messung der Laufzeit der Radarstrahlen, bei diesen Untersuchungen lieferte zudem exakte Werte für den Abstand der Venus von der Erde. Im Zuge dieser Laufzeitmessungen gelang dem Physiker Irwin I. Shapiro 1968 die experimentelle Bestätigung des von ihm Jahre 1964 vorhergesagten und nach ihm benannten Shapiro-Effekts. Nach der allgemeinen Relativitätstheorie sollte die Laufzeit eines Radarsignals beim Durchlauf des Gravitationsfeldes der Sonne gegenüber der klassischen Theorie etwas vergrößert sein. Der Effekt sollte bei der oberen Konjunktion der Venus etwa 200 Mikrosekunden ausmachen. Dieser Wert wurde seit den ersten Messungen mit immer größerer Genauigkeit bestätigt.
Erforschung durch Raumsonden
Es gab eine Vielzahl von unbemannten Venus-Missionen. Einige umfassten eine weiche Landung auf der Oberfläche, mit Kommunikationszeiten von bis zu 110 Minuten, jedoch sämtlich ohne Rückkehr von Proben.
Der Weg zur Venus
Die Venus umkreist die Sonne näher als die Erde, wobei der Abstand der Venus zur Sonne nur 72 % des Abstands der Erde zur Sonne beträgt. Deshalb muss eine Raumsonde über 41 Millionen Kilometer in das Gravitationspotential der Sonne fliegen, was zu einer erheblichen Abnahme der potentiellen Energie der Sonde führt. Die freigewordene potentielle Energie wird dabei in kinetische Energie umgewandelt. Dies führt zu einer Erhöhung der Geschwindigkeit der Sonde, so dass die Geschwindigkeit und die Bewegungsrichtung der Sonde stark verändert werden müssen, um eine Annäherung an die Venus zu erreichen.
Frühe Vorbeiflüge
Am 12. Februar 1961 startete die Sowjetunion Venera 1, die erste Raumsonde zu einem fremden Planeten. Ein überhitzter Orientierungssensor verursachte eine Funktionsstörung, jedoch kombinierte Venera 1 erstmals alle für einen interplanetaren Flug nötigen Merkmale: Solarpanels, parabolische Kommunikationsantenne, 3-Achsen-Stabilisierung, Triebwerk zur Flugbahnkorrektur und einen Start von einem Parkorbit um die Erde. Die Sonde flog in 100.000 km Entfernung an der Venus vorbei, ohne ihre Beobachtungen ausführen oder mit der Erde kommunizieren zu können.
Die erste erfolgreiche Venus-Raumsonde war die US-amerikanische Mariner 2, eine modifizierte Ranger-Mondsonde, die 1962 an der Venus vorbeiflog. Sie entdeckte, dass die Venus über kein Magnetfeld verfügt und maß thermische Mikrowellenstrahlung der Venus.
Die Sowjetunion startete am 2. April 1964 die Sond 1, die jedoch kurz darauf nach einer letzten Kommunikation am 16. Mai verlorenging.
Frühe Landungen und Orbiter
Am 1. März 1966 führte die sowjetische Venera 3 Sonde eine Crashlandung auf der Venus, womit sie das erste Raumfahrzeug wurde, das die Oberfläche der Venus erreichte. Die Sonde überlebte die Landung nicht. Ihre Schwestersonde Venera 2 fiel kurz vor dem Vorbeiflug aufgrund einer Überhitzung aus.
Die Landekapsel der Venera 4 tauchte am 18. Oktober 1967 in die Venusatmosphäre ein. Sie maß Temperatur, Druck und Dichte, führte zudem 11 automatische chemische Experimente zur Analyse der Atmosphäre durch. Sie wurde damit zu ersten Raumsonde, die direkte Messdaten von einem anderen Planet lieferte. Die Daten zeigten einen Kohlendioxidanteil von 95 % und in Kombination mit den Daten der amerikanischen Mariner 5 Sonde einen weitaus höheren als erwartet Atmosphärendruck von 75 - 100 Bar.
Diese Daten wurden von den Venera 5 und Venera 6 Missionen am 16. Mai und 17. Mai 1969 bestätigt und verfeinert. Aber bislang erreichte keine dieser Raumsonden intakt die Venusoberfläche. Die Batterie der Venera 4 entleerte sich noch während die Sonde durch die unerwartet massive Atmosphäre trieb, Venera 5 und 6 wurden von dem hohen Außendruck in einer Höhe von etwa 18 km über dem Boden zerquetscht.
Die erste erfolgreiche Landung gelang der Venera 7 Sonde am 15. Dezember 1970. Sie maß Oberflächentemperaturen von 457 bis 474°C und einen Außendruck von 90 Bar. Venera 8 landete am 22. Juli 1972. Zusätzlich zu den erhaltenen Druck- und Temperaturprofilen zeigte ein Lichtmesser dass die Wolken eine Schicht bilden, die 35 km über der Oberfläche endet. Ein Gammastrahlenspektrometer analysierte die chemische Zusammensetzung des Bodengesteins.
Die sowjetische Raumsonde Venera 9, erste Sonde der neuen Generation schwerer Raumsonden, die mit neuen Proton-Raketen gestartet wurden, schwenkte am 22. Oktober 1975 in einen Venusorbit. Sie wurde damit zu dem ersten künstlichen Satelliten der Venus. Eine Vielzahl von Kameras und Spektrometern lieferte Daten über die Venuswolken, Ionosphäre und Magnetosphäre, führte außerdem erste bistatische Radarmessungen der Venusoberfläche durch.
Die 660 kg schwere Landekapsel trennte sich von Venera 9 und landete nach rund einer Stunde. Sie lieferte die ersten Bilder der Oberfläche, untersuchte zudem den Boden mit einem Gammastrahlenspektrometer und einem Densitometer. Während des Abstiegs wurden Druck, Temperatur und Lichtverhältnisse gemessen, außerdem wurden mit Backscattering und Multi-Angle Scattering (Nebelmeßgerät) Messungen der Wolkendichte durchgeführt. Die Sonde entdeckte, dass die Wolken in drei getrennten Schichten angeordnet sind. Am 25. Oktober traf die Schwestersonde Venera 10 ein und führte ein ähnliches Meßprogramm durch.
Pioneer Venus
Im Jahr 1978 entsandte NASA zwei Pioneer-Raumsonden zur Venus: einen Orbiter und eine Multiprobe-Sonde, die getrennt gestartet wurden. Die Multiprobe-Sonde hatte eine große und drei kleinere Atmosphärensonden an Bord. Die große Sonde wurde am 16. November 1978 freigesetzt, die drei kleineren am 20. November. Alle vier traten am 9. Dezember in die Atmosphäre ein, gefolgt von der Trägersonde selbst. Obwohl die Sonden nicht darauf ausgelegt waren eine Landung zu überleben, funkte eine der Sonden, nachdem sie die Oberfläche erreichte, 45 Minuten lang Daten zurück.
Der Pioneer Venus Orbiter erreichte am 4. Dezember 1978 einen elliptischen Venusorbit. Er hatte 17 Experimente an Bord, sollte die Venus mit Radar kartieren (mit einer Auflösung von etwa 20 Kilometern pro Pixel) und beim Durchfliegen der höchsten Atmosphärenschichten diese analysieren, um ihre Zusammensetzung, sowie die Interaktionen der Hochatmosphäre mit dem Sonnenwind, zu erforschen. Der Orbiter wurde solange betrieben, bis der zur Lagekorrektur verwendeter Treibstoff ausging und wurde in August 1992 durch Verglühen in der Atmosphäre zerstört.
Weitere sowjetische Erfolge
Ebenfalls 1978 flogen Venera 11 und Venera 12 an der Venus vorbei und setzten ihre Landekapseln frei, die am 21. Dezember und 25. Dezember in die Atmosphäre eintraten. Die Lander trugen Farbkameras, einen Bodenbohrgerät und Analysator, die leider sämtlich nicht funktionierten. Jeder Lander führte Messungen mit einem Nebelmessgerät, einem Massenspektrometer und einem Gaschromatographen durch. Außerdem entdeckte man mit Hilfe von Röntgenstrahlen einen unerwartet hohen Anteil von Chlor in den Wolken, zusätzlich zum bereits bekannten Schwefel. Auch wurde eine starke Blitzaktivität beobachtet.
Venera 13 und Venera 14 führten praktisch die gleiche Mission durch. Sie erreichten die Venus am 1. März und 5. März 1982. Diesmal waren die Bohr/Analyse-Experimente erfolgreich, auch die Farbkameras funktionierten einwandfrei. Röntgenbestrahlung der Bodenproben zeigte Ergebnisse, die ähnlich einem kaliumreichen Basalt ausfielen.
Am 10. Oktober und 11. Oktober traten Venera 15 und Venera 16 in polare Umlaufbahnen um die Venus ein. Venera 15 beobachtete und kartierte die obere Atmosphäre mit einem Infrarot-Fourierspektrometer. Vom 10. November bis zum 10. Juli kartierten beide Satelliten das nördliche Drittel der Planetenoberfläche mit einem Synthetic Aperture Radar. Dabei konnte insgesamt etwa 30 % der Oberfläche mit einer Auflösung von 1-2 km erfasst werden, die erstellten Karten waren damit etwa 10 Mal detailreicher als die von Pioneer-Venus 1. Die Ergebnisse erlaubten erste konkretere Vorstellungen von der geologischen Entwicklung der Venus.
Die sowjetischen Raumsonden VeGa 1 und VeGa 2 erreichten die Venus am 11. Juni und 15. Juni 1985. Die Experimente ihrer Landeeinheiten waren auf die Erforschung der Wolkenzusammensetzung und Struktur fokussiert. Jeder Lander trug einen Ultraviolet Absorption Spektrometer sowie ein Gerät um die Größe der Aerosol-Partikel zu messen, außerdem Vorrichtungen zum Sammeln von Atmosphärenproben, die mit Hilfe eines Massenspektrometers, eines Gas-Chromotographs und eines Röntgenspektrometers untersucht wurden. Die zwei oberen Wolkenschichten wurden als aus Schwefelsäure, die untere Schicht als wahrscheinlich aus Phosphorsäure bestehend befunden. Auf der Oberfläche der Venus wurden ein Bohrgerät und ein Gammastrahlenspektrometer eingesetzt. Bilder von der Oberfläche gab es keine - die Lander hatten keine Kameras an Bord. Dies waren zugleich die bisher letzten Landungen auf der Oberfläche der Venus.
Die VeGa Sonden setzten außerdem Ballons in der Atmosphäre der Venus, die in einer Höhe von etwa 53 km jeweils 46 und 60 Stunden lang flogen. Die Ballons legten dabei einen Weg von etwa einem Drittel des Umfangs der Venus zurück. Sie maßen dabei Windgeschwindigkeit, Temperatur, Druck und Wolkendichte. Mehr Sturm- und Strömungsaktivität als erwartet wurde entdeckt, einschließlich plötzlicher Flughöhewechsel um 1 bis 3 km. Die VeGa-Muttersonden flogen weiter zum Halleyschen Komet, den sie neun Monate später erreichten.
Magellan
Am 10. August 1990 erreichte Magellan als nach Pioneer-Venus die nächste US-amerikanische Raumsonde eine Umlaufbahn um die Venus. Das einzige Instrument der Sonde war ein Synthetic Aperture Radar, mit dem die Oberfläche der Venus kartiert werden sollte. In den darauffolgenden Jahren wurden 98 % der Oberfläche von 89° Nord bis 89° Süd kartiert, wobei die Auflösung der Aufnahmen bei rund 100 m pro Pixel lag. Damit waren die Karten um den Faktor 200 gegenüber Pioneer-Venus 1 und immerhin um den Faktor 15 gegenüber Venera 15 und Venera 16 detailreicher. Zudem wurde in der Endphase der Mission die Bahn der Sonde so gewählt, dass sie durch die obersten Schichten der Atmosphäre flog und so Schlußfolgerungen über die Dichte und Zusammensetzung der Atmosphäre erlaubte. Durch diese Manöver wurde die ohnehin schon kaum funktionierende Sonde ständig abgebremst und trat schließlich am 12. Oktober 1994 in die tieferen Schichten der Atmosphäre der Venus ein und verglühte; es ist jedoch nicht auszuschließen, dass einige Restteile der Sonde die Oberfläche erreichten. Der Magellan-Sonde verdanken wir die heute besten verfügbaren Karten der Venus.
Vorbeiflüge neuster Zeit
Einige Raumsonden auf dem Weg zu anderen Zielen nutzten die Venus, um durch Swing-By Manöver ihre Geschwindigkeit zu erhöhen. Dies waren in den 1990ern die Galileo-Mission zum Jupiter und die Cassini-Huygens-Mission zum Saturn (zwei Vobeiflüge). Insbesondere die Bordinstrumente von Cassini-Huygens konnten bei diesen Begegnungen zahlreiche wissenschaftliche Daten liefern. So ergab das für die Saturnmonde konstruierte Radar die bisher genaueste Kartierung einiger Venus-Regionen. Magnetometer-Tests zeigten, dass es entgegen der Daten der sowjetischen Venera-Sonden keine Blitze aus den 40 km hohen Venus-Wolken gibt. So bleibt das Vorhandensein von Blitzaktivität bis zum heutigen Tag ein ungeklärtes Geheimnis.
Zukünftige Missionen
Ende 2005 soll die nach Magellan erste reine Venussonde starten. Dies ist die Venus Express Sonde der europäischen Raumfahrtagentur ESA, die 2006 in eine Venusumlaufbahn einschwenken und von dort aus mindestens zwei Venustage lang (etwa 500 Erdtage) die Atmosphäre und die Oberfläche der Venus studieren soll. Außerdem ist mit MESSENGER eine US-amerikanische Raumsonde zum Merkur unterwegs, die an der Venus 2006 und 2007 zwei Mal vorbeifliegen wird. Auch die japanische Raumfahrtagentur JAXA plant für 2008 einen kleinen Venusorbiter namens Planet-C, der mit gekühlten Kameras die Venus in infrarotem Licht studieren soll. Im nächsten Jahrzehnt will Russland mit einer neuen Landemission namens Venera-D an die früheren Venera-Erfolge der sowjetischen Zeit anknüpfen. Auch die USA haben Überlegungen für neue Venus-Missionen, allerdings wurden bisher keine konkreten Planungen getroffen. Es ist jedoch mit keiner amerikanischen Venus-Mission bis frühestens etwa Mitte nächster Dekade zu rechnen.
- Eine Übersicht aller gestarteten und geplanten Venussonden ist hier zu finden: Chronologie der Venus-Missionen
Beobachtung
Weil die Venus ein innerer Planet ist, d.h. eine engere Umlaufbahn als die Erde besitzt, kann sie sich, von der Erde aus gesehen, nie weit von der Sonne entfernen und ihr schon gar nicht, wie die äußeren Planeten, zur anderen Seite der Erde gegenüberstehen (Opposition). Stattdessen gibt es eine untere Konjunktion (Venus zwischen Sonne und Erde) und eine obere Konjunktion (Sonne zwischen Venus und Erde).
Steht die Venus östlich der Sonne, kann sie als Abendstern am Westhimmel beobachtet werden, steht sie westlich, kann sie als Morgenstern am Osthimmel gesehen werden.
Hierbei sind Sichtbarkeitszeiten von bis zu 4,5 Stunden (vom Venusaufgang bis zum Sonnenaufgang bzw. vom Sonnenuntergang bis zum Venusuntergang) möglich.
Wegen ihrer großen Helligkeit und ihres größeren Winkelabstandes ist Venus viel leichter zu beobachten als Merkur. Bei günstigem Wetter kann sie zur Zeit der größten Elongation von 48 Grad am Tag mit bloßem Auge gesehen werden. Die nächste östliche maximale Elongation fällt auf den 3. November 2005.
Zieht sie während der unteren Konjunktion in großem nördlichen oder südlichen Abstand an der Sonne vorbei, so kann Venus für einige Tage (bei Vorbeizug nördlich der Sonne auf der Nordhalbkugel und bei Vorbeizug südlich der Sonne auf der Südhalbkugel) sowohl am Abend- als auch am Morgenhimmel gesehen werden.
Aufgrund ihrer Bahneigenschaften zeigt die Venus im Teleskop je nach Position unterschiedliche Phasen (wie der Erdmond). Vor und nach einer oberen Konjunktion erscheint sie als kleines, fast rundes Scheibchen mit einem Durchmesser von etwa 10 Bogensekunden. Mit zunehmendem Winkelabstand von der Sonne wird sie im Teleskop größer und nimmt zur größten östlichen Elongation die Form einer abnehmenden "Halbvenus" an. Während die Venus weiter der unteren Konjunktion zustrebt, wird ihr Winkelabstand zur Sonne wieder kleiner, sie zeigt eine schmaler werdende Sichel und erreicht im Teleskop ihren größten Durchmesser von fast 60 Bogensekunden. Während die scheinbare Größe der Venus als Ganzes also wächst, wird der Anteil der sichtbaren Fläche immer geringer, und umgekehrt, wenn sich der Kreis nach insgesamt 584 Tagen wieder schließt. Daher hat sie ihre größte scheinbare Helligkeit in einer gewissen "Kompromissposition", die sie etwa 35 Tage vor bzw. nach der unteren Konjunktion erreicht. Zu dieser Zeit kann, durch die Lichtstreuung ihrer Atmosphäre, an der leuchtenden Sichel eine starke Verlängerung der Spitzen beobachtet werden, das so genannte "Übergreifen der Hörnerspitzen". Die Venussichel umfasst nahe der unteren Konjunktion einen Bogen von weit über 180°, obwohl eine beleuchtete feste Kugel eigentlich nur einen Sichelbogen von exakt 180° zeigen sollte. Die ständig geschlossene Wolkendecke der Venus verwehrt dem Auge zwar jeden Einblick, verstärkt aber stets ihren Glanz. Kurz vor der unteren Konjunktion schließt sich der Sichelbogen sogar vollständig zu einem Kreis, - dieser Effekt ist allerdings wegen der großen Sonnennähe nur schwer zu beobachten.
Der synodische Sichtbarkeitszyklus der Venus wiederholt sich gemäß der pentagrammartigen Verteilung der Konjunktionspunkte auf ihrer Bahn fünf mal hintereinander vor jeweils verschiedenem Sternenhintergrund. Dieser gesamte Sternenzyklus wiederholt sich wiederum fast auf den Tag genau alle 8 Jahre.
Venustransit
- Siehe auch den lesenswerten Hauptartikel zum Thema Venustransit
Dieses Foto der amerikanischen Transit-Expedition ist wahrscheinlich eine der ältesten Fotografien der Venus.
Trifft die untere Konjunktion mit dem Knotenpunkt der Venusbahn (Schnittpunkt mit der Ekliptik) zusammen, steht die Venus genau vor der Sonnenscheibe, und es kommt zu einem Venusdurchgang (Venustransit). Der letzte Venusdurchgang ereignete sich am 8. Juni 2004, zwischen ca. 07.15 und 13.23 Uhr MESZ und konnte von ganz Europa aus beobachtet werden. Weitere Daten von Venusdurchgängen (gregorianischer Kalender):
- 5. Juni 1518
- 2. Juni 1526
- 7. Dezember 1631 (von Johannes Kepler vorausberechnet, in Europa nicht sichtbar)
- 4. Dezember 1639 (von Jeremiah Horrocks berechnet und beobachtet)
- 6. Juni 1761 (weltweit koordinierte Beobachtungsexpeditionen)
- 3. Juni 1769
- 9. Dezember 1874
- 6. Dezember 1882
- 8. Juni 2004
- 6. Juni 2012 (in Mitteleuropa ist nur das Ende sichtbar)
- 11. Dezember 2117
- 8. Dezember 2125
- 11. Juni 2247
- 9. Juni 2255
Venusdurchgänge finden immer abwechselnd im Juni oder im Dezember statt, weil zu diesen Daten die Erde die Knoten der Venusbahn passiert. Der Zyklus der Venusdurchgänge beträgt 243 Jahre, dabei finden vier Durchgänge mit den Abständen 8, 121.5, 8 und 105.5 Jahren statt. Durch Beobachtung eines Venustransits von verschiedenen Positionen auf der Erde kann man die Entfernung Erde-Sonne (die Astronomische Einheit) ableiten.
Weblinks
- Bilder von der Oberfläche
- Mehr Abbildungen der Venus
- Venusdurchgang: Links und Infos
- Venusdurchgang am 8. Juni 2004
- Real Video: Ist die Venus ein Zwilling der Erde? (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- Bakterien in der Venusatmosphäre?
- Der Jahrtausend-Kalender der Minoer - Stand 1998
Literatur
- Lexikon der Astronomie in 2 Bänden. Verlag Herder; Freiburg, Basel, Wien. ISBN 3-451-21632-9
- ABC-Lexikon Astronomie. Spektrum Akademischer Verlag; Heidelberg, Berlin, Oxford. ISBN 3-86025-688-2
- David Morrison: Planetenwelten. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg, Berlin. ISBN 3-8274-0527-0
- Planeten und ihre Monde. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg, Berlin. ISBN 3-8274-0218-2
- Der NASA-Atlas des Sonnensystems. Knaur, ISBN 3-426-66454-2
- Holger Heuseler, Ralf Jaumann, Gerhard Neukum: Zwischen Sonne und Pluto. BLV; München, Wien, Zürich. ISBN 3-405-15726-9
- L. Ksanfomaliti: Planeten. Urania-Verlag; Leipzig, Jena, Berlin
- Peter Cattermole, Patrick Moore: Atlas of Venus. Cambridge university
press. ISBN 0-521-49652-7
