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Einführung

Venus ist der zweite Planet von der Sonne aus gesehen und der nächste Planet zur Erde. Nach Sonne und Mond ist sie der hellste Himmelskörper, denn aufgrund ihrer Sonnennähe und der stets geschlossenen Wolkendecke ist ihre Albedo besonders hoch. Bis zu vier Stunden vor Sonnenaufgang bzw. nach Sonnenuntergang kann man den Planeten beobachten. Wie Merkur zieht auch Venus - in Abständen von 8, 121 1/2, 8 und 105 1/2 Jahren - als schwarzes Pünktchen vor der Sonnenscheibe vorbei. Der letzte Durchgang fand am 8. Juni 2004 statt, der nächste findet am 6. Juni 2012 statt.

Venus umrundet die Sonne in knapp 225 Tagen in einem Abstand von 108 Millionen Kilometern; aufgrund einer im Vergleich zur Erde und den meisten anderen Planeten "retrograden" Rotation von 243 Erdentagen Dauer währt ein Venustag (von einem Sonnenaufgang bis zum nächsten) 117 Erdentage. Wie der Mond weist auch die Venus Phasen auf. Da die Rotationsachse des Planeten fast senkrecht auf der Bahnebene steht, gibt es so gut wie keine Jahreszeiten.

Venus hat eine sehr komplexe Oberflächenmorphologie. 70 % der Oberfläche bestehen aus riesigen Ebenen (bis 2 km hoch), 20 % sind Einsenkungen (bis 2 km tief) und 10 % Hochland. Letzteres konzentriert sich auf zwei Hauptgebiete mit Ishtar Terra im Norden mit den 11 km hohen Maxwell Montes am östlichen Rand und Aphrodite Terra in der Äquatorgegend mit Ovda Regio und Thetis Regio; beide Terrae haben Ausmaße irdischer Kontinente. In Aphrodite Terra liegt auch ein riesiges Tal, Diana Chasma, mit einer Tiefe von 2 km und einer Breite von fast 300 km. Dieses Tal ist größenmäßig vergleichbar mit dem Valles Marineris auf dem Mars und wahrscheinlich tektonischen Ursprungs. Ein großes vulkanisches Gebiet ist die bis zu 4 km hohe Beta Regio.

Insgesamt hat man auf der Venus über 10.000 Vulkane und viele bizarr anmutende Formationen vulkano-tektonischen Ursprungs gefunden. Aber auch zahlreiche Einschlagskrater wurden entdeckt. Eine großräumige Plattentektonik, wie wir sie von der Erde her kennen, ist nach den Ergebnissen der Raumsonde Magellan offenbar nicht vorhanden. Es wird aber vermutet, dass die "geologische" Aktivität der Venus ein Stück Frühzeit der Erdgeschichte widerspiegelt. Die Oberfläche des "Morgensterns", wie wir sie heute sehen, scheint nach den Ergebnissen von Magellan nicht älter als vier- bis fünfhundert Millionen Jahre zu sein, zumindest ist sie mit ziemlich großer Sicherheit jünger als eine Milliarde Jahre. Bodenproben der russischen Venera 13/14-Sonden ergaben eine Gesteinszusammensetzung, die grob irdischem Basaltgestein ähnelt.

Die Atmosphäre der Venus ist rund 90 mal massereicher als die der Erde. Am Venusboden herrscht ein Druck von 93 bar bei einer mittleren Oberflächentemperatur von 468 ºC. Die Troposphäre des Planeten, also die Region, in der sich das Wetter abspielt, reicht bis in eine Höhe von 100 km (Erde: 10 km). Vom Venusboden aus nimmt die Temperatur bis in eine Höhe von 60 km kontinuierlich ab und bleibt bis zum Ende der Troposphäre relativ konstant. Anders als bei der Erde geht die Troposphäre direkt in die Thermosphäre über, die diesen Namen bei der Venus nur auf der Tagesseite verdient. Auf der Nachtseite fallen die Temperaturen nämlich bis auf -173 °C ab, so dass man hier von der Kryosphäre spricht.

Zwischen ca. 45 und 70 km liegen drei dicke Wolkenschichten, die den Planeten völlig einhüllen und in denen verschiedene Windströmungen beobachtet werden können. So zeigt die Oberseite der Wolkenschicht eine äquatoriale, ebenfalls retrograde, 4-tägige Ost-West-Superrotation mit Geschwindigkeiten von 100 m/s (360 km/h). Darüber hinaus gibt es noch andere zirkulare Strömungen vom Äquator zu den Polen, die allerdings mit geringen Geschwindigkeiten ablaufen und vermutlich Wärme zu den Polen transportieren. Ein Hauptgrund für die hohe Dynamik in der Venusatmosphäre dürfte verbunden sein mit der sehr langsamen Eigenrotation des Planeten, der relativ großen Sonnennähe und damit Erwärmung des Planeten, die u.a. zu Konvektionsströmen in der Atmosphäre führt. Immerhin empfängt die fast erdgroße Venus doppelt so viel Strahlung von der Sonne wie die Erde.

Die Atmosphäre der Venus enthält 96,5 % Kohlendioxid (CO2) und nur zu 3,5% Stickstoff. Weiterhin findet man höhenabhängig u.a. Schwefeldioxid (SO2), Wasser (H2O) und damit auch Schwefelsäure (H2SO4). CO2, SO2 sowie H2O sind für den Treibhauseffekt auf der Venus verantwortlich; obgleich 95 % des einfallenden Sonnenlichtes von den Wolken reflektiert werden, so reicht die "Gefangennahme" der verbleibenden 5% aus, um den Planeten aufzuheizen. Wie man am Beispiel der Venus deutlich ablesen kann, hätte ein ähnlich effektiver Treibhauseffekt auf der Erde langfristig verheerende Folgen.

Während sich auf der Erde offensichtlich ein großer Teil vulkanisch oder andersweitig (kometar) erzeugten Wassers in den Ozeanen niederschlug und das meiste Kohlendioxid vom Gestein aufgenommen oder durch Photosynthese in Sauerstoff und Kohlenhydrate umgewandelt wurde, wurde es auf der Venus vermutlich so heiß, dass alle möglicherweise vorhandenen Ozeane verdampften und das Kohlendioxid aus dem Gestein heraus in die Venusatmosphäre entlassen wurde. Insgesamt enthält die Erde heute ebensoviel Kohlendioxid wie die Venus, nur eben in Kalk- und Karbonatgesteinen gebunden.


Masse      4,8685 x 1024 kg
Radius      6.051 km
Dichte      5,24 g/cm3
Rotationsperiode      243 Tage
Orbitalperiode      224,7 Tage
Durchschnittliche Entfernung von der Sonne      108,2 x 106 km

Karten

Aufgrund des umfangreichen Kartenmaterials von der Venus bieten wir Ihnen diesen Teil unseres Bestandsverzeichnisses als PDF-Datei zum Herunterladen an.

  Venus-Karten   (Größe: 71 kB)

 

 
© DLR, Regional Planetary Image Facility, Rutherfordstr. 2, D-12489 Berlin 
Redaktion: Susanne Pieth 
WWW-Bearbeiter: Susanne Pieth, Carsten Keller, Susann Lier 
Erstellt: 01.09.1998
Letzte Änderung: 28.02.2017