Venus

Dieser globale Blick auf die Oberfläche der Venus ist auf 180 Grad östlicher Länge zentriert. Magellan-Radarmosaike aus dem ersten Zyklus der Magellan-Kartierung wurden auf eine computersimulierte Kugel projiziert, um dieses Bild zu erstellen. Datenlücken werden mit Daten von Pioneer Venus Orbiter oder einem konstanten Mittelwert gefüllt. Simulierte Farben werden verwendet, um kleinräumige Strukturen hervorzuheben. Die simulierten Farbtöne basieren auf Farbbildern, die von den sowjetischen Raumsonden Venera 13 und 14 aufgenommen wurden. Das Bild wurde vom Solar System Visualization Project und dem Magellan-Wissenschaftsteam im JPL Multimission Image Processing Laboratory erstellt.

Bild: NASA/JPL

Dieses Magellan-Mosaik mit voller Auflösung, zentriert auf 12,3 Grad nördlicher Breite und 8,3 Grad östlicher Länge, zeigt ein Gebiet von 160 mal 250 Kilometern in der Eistla-Region der Venus. Die markanten kreisförmigen Merkmale sind vulkanische Kuppeln mit einem Durchmesser von 65 Kilometern und breiten, flachen Domen von weniger als einem Kilometer Höhe. Sie werden manchmal auch als "Pfannkuchen"-Dome bezeichnet und stellen eine einzigartige Kategorie von vulkanischen Strukturen auf der Venus dar, die aus zähflüssiger Lava bestehen. Die Risse und Gruben, die man bei diesen Erscheinungen häufig findet, sind das Ergebnis der Abkühlung und des Rückzugs der Lava. Ein weniger zähflüssiger Strom wurde von der nordöstlichen Kuppel in Richtung der anderen großen Kuppel in der südwestlichen Ecke des Bildes ausgestoßen.

Bild: NASA/JPL

Drei Einschlagskrater sind in dieser dreidimensionalen perspektivischen Ansicht der Venusoberfläche zu sehen. Das Zentrum des Bildes befindet sich bei etwa 27 Grad südlicher Breite und 339 Grad östlicher Länge im nordwestlichen Teil von Lavinia Planitia. Der Aussichtspunkt befindet sich südwestlich des Kraters Howe, der im unteren Teil des Bildes zentriert erscheint. Howe ist ein Krater mit einem Durchmesser von 37,3 Kilometern, der sich auf 28,6 Grad südlicher Breite und 337,1 Grad östlicher Länge befindet. Danilova, ein Krater mit einem Durchmesser von 47,6 Kilometern, der sich auf 26,35 Grad südlicher Breite und 337,25 Grad östlicher Länge befindet, erscheint auf dem Bild oberhalb und links von Howe. Aglaonice, ein Krater mit einem Durchmesser von 62,7 Kilometern, der sich auf 26,5 Grad südlicher Breite und 340 Grad östlicher Länge befindet, ist rechts von Danilova zu sehen. Die Daten des Synthetic Aperture Radars von Magellan werden mit Radaraltimetrie kombiniert, um eine dreidimensionale Karte der Oberfläche zu erstellen. Simulierte Farben und eine digitale Höhenkarte, die vom U.S. Geological Survey entwickelt wurde, werden verwendet, um kleinräumige Strukturen hervorzuheben. Die simulierten Farbtöne basieren auf Farbbildern, die von den sowjetischen Raumsonden Venera 13 und 14 aufgenommen wurden.

Bild: NASA/JPL

Eines der nützlichsten Magellan-Standarddatenprodukte ist das voll aufgelöste Mosaik, der F-MIDR (Full-Resolution Mosaiced Image Data Record). Bei diesen Produkten handelt es sich um Mosaike aus etwa 500 Kilometern langen Segmenten von 30 oder mehr einzelnen Bildstreifen. Bei diesem Bild handelt es sich um ein F-MIDR aus den Orbits 376 bis 407, die zwischen dem 15. und 19. September 1990 aufgenommen wurden und zu den ersten Orbits gehörten, in denen das Magellan-Flugteam das Radarsystem im Kartierungsmodus betrieb. Das Mosaik ist auf 27 Grad südlicher Breite und 339 Grad Länge in der Lavinia-Region der Venus zentriert. Drei große Einschlagskrater mit Durchmessern zwischen 37 Kilometern und 50 Kilometern sind in einer Region mit zerklüfteten Ebenen zu sehen. Die Krater weisen viele Merkmale auf, die für Meteoriteneinschlagskrater typisch sind, darunter raue, radarhelle Auswurfmassen, terrassenförmige Innenwände und Zentralberge. In der südöstlichen Ecke des Mosaiks sind zahlreiche Kuppeln zu sehen, die wahrscheinlich vulkanischen Ursprungs sind. Die Dome haben einen Durchmesser von 1-12 Kilometern, und einige haben zentrale Vertiefungen, die typisch für vulkanische Schilde oder Kegel sind. Die Auflösung der Magellan-Daten beträgt etwa 120 Meter.

Bild: NASA/JPL

Maat Mons ist in dieser computergenerierten dreidimensionalen Perspektive der Venusoberfläche zu sehen. Der Aussichtspunkt befindet sich 634 Kilometer nördlich von Maat Mons auf einer Höhe von 3 Kilometern über dem Terrain. Lavaströme erstrecken sich über Hunderte von Kilometern über die im Vordergrund gezeigten zerklüfteten Ebenen bis zum Fuß des Maat Mons. Der Blick geht nach Süden, wobei der Vulkan Maat Mons in der Mitte des Bildes am Horizont erscheint und sich fast 5 Kilometer über das umliegende Terrain erhebt. Der Maat Mons befindet sich auf etwa 0,9 Grad nördlicher Breite und 194,5 Grad östlicher Länge. Sein Gipfel erhebt sich bis zu 8 Kilometer über die mittlere Oberfläche. Maat Mons ist nach einer ägyptischen Göttin der Wahrheit und Gerechtigkeit benannt. Die Daten des Magellan-Snythetic Aperture Radar werden mit Radaraltimetrie kombiniert, um eine dreidimensionale Karte der Oberfläche zu erstellen. Der vertikale Maßstab in dieser Perspektive wurde 10-fach überhöht. Simulierte Farben und eine digitale Höhenkarte, die vom U.S. Geological Survey entwickelt wurde, werden verwendet, um kleinräumige Strukturen hervorzuheben. Die simulierten Farbtöne basieren auf Farbbildern, die von den sowjetischen Raumsonden Venera 13 und 14 aufgenommen wurden.

Bild: NASA/JPL

Während der Orbits 404 bis 414 am 19. und 20. September 1990 nahm Magellan einen Krater mit einem Durchmesser von 50 Kilometern auf, der sich bei 27,4 Grad nördlicher Breite und 337,5 Grad östlicher Länge befindet. Krater Barton hat gerade die Größe des Durchmessers erreicht, bei dem die Venuskrater anscheinend beginnen, Ringe zu auszubilden, anstatt eines einzelnen zentralen Gipfels oder eines zentralen Gipfelkomplexes, wie es bei 75 Prozent der Krater mit Durchmessern zwischen 50 und etwa 15 Kilometern der Fall ist. Der Boden des Kraters ist flach und im Radar dunkel, was auf eine mögliche Auffüllung durch vulkanische Ablagerungen irgendwann nach dem Einschlag hinweist. Der zentrale Gipfelring von Barton ist diskontinuierlich und scheint während oder nach dem Kraterprozess zerrissen oder getrennt worden zu sein. Die extrem blockigen Kraterablagerungen (Ejekta), die Barton umgeben, scheinen an der südwestlichen bis südöstlichen (unten links bis rechts) Seite des Kraters am größten zu sein.

Bild: NASA/JPL

Dieses kolorierte Bild der Venus wurde am 14. Februar 1990 aus einer Entfernung von fast 1,7 Millionen Meilen aufgenommen, etwa 6 Tage nach der größten Annäherung der Sonde Galileo an den Planeten. Es wurde in einen bläulichen Farbton eingefärbt, um die subtilen Kontraste in den Wolkenmarkierungen hervorzuheben und darauf hinzuweisen, dass es durch einen Violettfilter aufgenommen wurde. Die Merkmale in den Schwefelsäurewolken in der Nähe des oberen Teils der Planetenatmosphäre sind im violetten und ultravioletten Licht am deutlichsten zu erkennen. Dieses Bild zeigt die von Osten nach Westen verlaufenden Wolkenbänder und die helleren polaren Gebiete, die von früheren Untersuchungen der Venus bekannt sind. Die Merkmale sind in Winde eingebettet, die mit etwa 230 Stundenkilometern von Ost nach West wehen. Die kleinsten sichtbaren Merkmale haben einen Durchmesser von etwa 45 Meilen. Unmittelbar links von der hellen Region am subsolaren Punkt (äquatorialer 'Mittag') ist ein faszinierendes fadenförmiges dunkles Muster zu sehen. Norden ist oben und der abendliche Terminator ist links. Das Galileo-Projekt wird für das Office of Space Science and Applications der NASA vom Jet Propulsion Laboratory geleitet. Seine Aufgabe ist es, Jupiter, seine Satelliten und seine Magnetosphäre nach mehreren Vorbeiflügen an Venus und Erde zu untersuchen.

Bild: NASA/JPL

Die Ansicht zeigt eine 100 km breite Nova, die die Yavine Corona überlagert, eine 500 km breite asymmetrische Erscheinung bei 5 Grad südlicher Breite und 248,5 Grad Länge; Blick nach Nordosten. Koronae sind etwa kreisförmige, vulkanische Erscheinungen, von denen man annimmt, dass sie sich über heißen Magmakammern im Venusmantel bilden. Yavine Corona enthält zwei Novae; Nova sind kreisförmige Hügel mit sternförmigen Brüchen. Die Nahaufnahme der südlichen Nova zeigt, dass es sich bei den Frakturen um Gräben oder verwerfungsbedingte Vertiefungen handelt. Novae können ein Zwischenstadium bei der Bildung der Korona darstellen.

Dies ist eine dreidimensionale perspektivische Ansicht des Venusgeländes, die aus linksgerichteten Radarbildern mit reduzierter Auflösung und Altimetriedaten der Magellan-Sonde zusammengefügt wurde.

Bild: NASA/JPL/USGS

Die hemisphärische Ansicht der Venus, wie sie in mehr als einem Jahrzehnt der Radaruntersuchungen, die ihren Höhepunkt in der Magellan-Mission von 1990-1994 fanden, enthüllt wurde, ist auf 0 Grad östlicher Länge zentriert. Die Magellan-Raumsonde hat mehr als 98% der Venus mit einer Auflösung von etwa 100 Metern abgebildet; die effektive Auflösung dieses Bildes beträgt etwa 3 km. Ein Mosaik der Magellan-Bilder (die meisten mit Beleuchtung aus dem Westen) bildet die Bildbasis. Lücken in der Magellan-Abdeckung wurden mit Bildern des erdgebundenen Arecibo-Radars in einer Region gefüllt, die ungefähr auf 0 Grad geografischer Breite und Länge zentriert ist, und mit einem neutralen Ton in anderen Regionen (hauptsächlich in der Nähe des Südpols). Das zusammengesetzte Bild wurde bearbeitet, um den Kontrast zu verbessern und kleine Merkmale hervorzuheben, und es wurde farbkodiert, um die Höhe darzustellen. Lücken in den Höhendaten des Magellan-Radarhöhenmessers wurden mit Höhenmessungen der Venera-Sonde und der amerikanischen Pioneer-Venus-Missionen aufgefüllt. Es wurde eine orthografische Projektion verwendet, die einen entfernten Blick auf eine Hemisphäre des Planeten simuliert.

Bild: NASA/JPL/USGS

Ein Teil der westlichen Eistla Regio ist in dieser dreidimensionalen, computergenerierten Ansicht der Venusoberfläche zu sehen. Der Aussichtspunkt befindet sich auf einer Höhe von 1,2 Kilometern an einem Ort 700 Kilometer südöstlich von Gula Mons, dem Vulkan am rechten Horizont. Gula Mons erreicht eine Höhe von 3 Kilometern und befindet sich etwa auf 22 Grad nördlicher Breite und 359 Grad östlicher Länge. Sif Mons, der Vulkan am linken Horizont, hat einen Durchmesser von 300 Kilometern und eine Höhe von 2 Kilometern. Magellan-Bilddaten und Altimetriedaten werden kombiniert, um eine dreidimensionale Computeransicht der Planetenoberfläche zu erstellen. Simulierte Farben, die auf Farbbildern der sowjetischen Raumsonden Venera 13 und 14 basieren, werden hinzugefügt, um kleinräumige Strukturen zu verstärken.

Bild: NASA/JPL

Der östliche Rand von Alpha Regio ist auf diesem Bild bei 30 Grad südlicher Breite und 11,8 Grad östlicher Länge zu sehen (die Länge wird auf der Venus von 0 Grad bis 360 Grad Ost gemessen). Sieben kreisförmige, kuppelartige Hügel mit einem durchschnittlichen Durchmesser von 25 Kilometern und einer maximalen Höhe von 750 Metern dominieren die Szene. Diese Merkmale werden als sehr dicke Lavaströme interpretiert, die aus einer Öffnung auf dem relativ ebenen Boden kamen, wodurch die Lava in einem gleichmäßigen Muster von der Öffnung nach außen fließen konnte. Die komplexen Brüche auf der Oberseite der Kuppeln deuten darauf hin, dass, wenn die Kuppeln durch Lavaströme entstanden sind, sich eine abgekühlte äußere Schicht gebildet hat und dann weitere Lava in das Innere geflossen ist, um die Oberfläche zu dehnen. Die Kuppeln könnten den vulkanischen Kuppeln auf der Erde ähneln. Eine andere Interpretation ist, dass die Kuppeln das Ergebnis von geschmolzenem Gestein oder Magma im Inneren sind, das die Oberflächenschicht nach oben gedrückt hat. Das oberflächennahe Magma zog sich dann in tiefere Schichten zurück und verursachte den Einsturz und das Zerbrechen der Kuppeloberfläche. Die hellen Ränder weisen möglicherweise auf das Vorhandensein von Gesteinstrümmern an den Hängen der Kuppeln hin. Einige der Frakturen in den Ebenen durchschneiden die Kuppeln, während andere von den Kuppeln verdeckt zu sein scheinen. Dies deutet darauf hin, dass die kuppelartigen Hügel durch aktive Prozesse vor- und nachdatiert wurden. Der markante schwarze Bereich in der nordöstlichen Ecke des Bildes ist eine Datenlücke. Norden befindet sich oben auf dem Bild.

Bild: NASA/JPL

Maat Mons ist in dieser dreidimensionalen perspektivischen Ansicht der Venusoberfläche zu sehen. Der Aussichtspunkt befindet sich 560 Kilometer nördlich von Maat Mons auf einer Höhe von 1,7 Kilometern über dem Terrain. Lavaströme erstrecken sich über Hunderte von Kilometern über die zerklüfteten Ebenen, die im Vordergrund zu sehen sind, bis zum Fuß des Maat Mons. Der Blick geht in Richtung Süden, wobei der Maat Mons in der Mitte des Bildes am Horizont zu sehen ist. Maat Mons, ein 8 Kilometer hoher Vulkan, befindet sich auf etwa 0,9 Grad nördlicher Breite und 194,5 Grad östlicher Länge. Maat Mons ist nach einer ägyptischen Göttin der Wahrheit und Gerechtigkeit benannt. Die Daten des Synthetic Aperture Radar von Magellan werden mit Radaraltimetrie kombiniert, um eine dreidimensionale Karte der Oberfläche zu erstellen. Die vertikale Skala in dieser Perspektive wurde 22,5 mal überhöht. Simulierte Farben und eine digitale Höhenkarte, die vom U.S. Geological Survey entwickelt wurde, werden verwendet, um kleinräumige Strukturen hervorzuheben. Die simulierten Farbtöne basieren auf Farbbildern, die von den sowjetischen Raumsonden Venera 13 und 14 aufgenommen wurden.

Bild: NASA/JPL

Während sie sich von der Venus entfernte, nahm die NASA-Raumsonde Mariner 10 diesen scheinbar friedlichen Blick auf einen Planeten von der Größe der Erde auf, der in eine dichte, globale Wolkenschicht gehüllt ist. Doch im Gegensatz zu seiner ruhigen Erscheinung ist die bewölkte Venus eine Welt intensiver Hitze, erdrückenden atmosphärischen Drucks und Wolken aus ätzender Säure.

Bei diesem neu bearbeiteten Bild wurden die Originaldaten mit moderner Bildbearbeitungssoftware überarbeitet. Eine kontrastverstärkte Version dieser Ansicht, die Sie hier ebenfalls finden, macht die Merkmale der dichten Wolkendecke des Planeten detaillierter sichtbar. Die hier zu sehenden Wolken befinden sich etwa 60 Kilometer über der Oberfläche des Planeten, in Höhen, in denen erdähnliche atmosphärische Drücke und Temperaturen herrschen. Sie bestehen aus Schwefelsäurepartikeln, im Gegensatz zu Wassertröpfchen oder Eiskristallen wie auf der Erde. Diese Wolkenpartikel sind meist weiß, aber es sind auch rot gefärbte Wolken zu sehen. Dies ist auf das Vorhandensein eines mysteriösen Materials zurückzuführen, das Licht in blauen und ultravioletten Wellenlängen absorbiert. Viele Chemikalien wurden für diese mysteriöse Komponente vorgeschlagen, von Schwefelverbindungen bis hin zu biologischen Materialien, aber die Forscher sind sich noch nicht einig.

Bild: NASA/JPL-Caltech

Gula Mons ist in dieser computersimulierten Ansicht der Venusoberfläche zu sehen. Der Aussichtspunkt befindet sich 110 Kilometer südwestlich von Gula Mons auf der gleichen Höhe wie der Gipfel, 3 Kilometer über Eistla Regio. Lavaströme erstrecken sich über Hunderte von Kilometern über die zerklüfteten Ebenen. Der Blick geht nach Nordosten, wobei Gula Mons in der Mitte des Bildes zu sehen ist. Gula Mons, ein drei Kilometer hoher Vulkan, befindet sich auf etwa 22 Grad nördlicher Breite und 359 Grad östlicher Länge in der westlichen Eistla Regio. Die Daten des Magellan-Radars werden mit Radaraltimetrie kombiniert, um eine dreidimensionale Karte der Oberfläche zu erstellen. Simulierte Farben und eine digitale Höhenkarte, die vom U.S. Geological Survey entwickelt wurde, werden verwendet, um kleinräumige Strukturen hervorzuheben. Die simulierten Farbtöne basieren auf Farbbildern, die von den sowjetischen Raumsonden Venera 13 und 14 aufgenommen wurden.

Bild: NASA/JPL

Dieses Magellan-Bild zeigt den komplexen Krater Aurelia mit einem Durchmesser von 31,9 Kilometern, einem kreisförmigen Rand, terrassenförmigen Wänden und zentralen Gipfeln, der sich auf 20,3 Grad nördlicher Breite und 331,8 Grad östlicher Länge befindet. Auf diesem Bild sind mehrere ungewöhnliche Merkmale zu erkennen: eine große dunkle Oberfläche im oberen Bereich des Kraters, lobenförmige Ströme, die von der Ejekta des Kraters ausgehen, und sehr radarhelle Ejekta und Boden. Aurelia wurde der Internationalen Astronomischen Union, Unterkomitee für Planetarische Nomenklatur, als Namenskandidat vorgeschlagen. Aurelia ist die Mutter von Julius Cäsar.

Bild: NASA/JPL

Ein Teil des östlichen Randes von Alpha Regio ist in dieser dreidimensionalen perspektivischen Ansicht der Venusoberfläche zu sehen. Der Aussichtspunkt befindet sich auf etwa 30 Grad südlicher Breite und 11,8 Grad östlicher Länge in einer Höhe von 2,4 Kilometern. Der Blick geht nach Nordosten, in die Mitte eines Gebiets mit sieben kreisförmigen, kuppelartigen Hügeln. Der durchschnittliche Durchmesser der Hügel beträgt 25 Kilometer bei einer maximalen Höhe von 750 Metern. Drei der Hügel sind in der Mitte des Bildes zu sehen. Die Brüche in den umliegenden Ebenen sind sowohl älter als auch jünger als die Kuppeln. Die Hügel könnten das Ergebnis von zähflüssigen oder dicken Lavaausbrüchen sein, die aus einem Schlot auf dem relativ ebenen Boden stammen, so dass die Lava in einem gleichmäßigen seitlichen Muster fließen konnte. Die konzentrischen und radialen Bruchmuster auf ihren Oberflächen deuten darauf hin, dass sich eine gekühlte äußere Schicht gebildet hat, die dann durch weitere Intrusionen im Inneren gedehnt wurde. Eine alternative Interpretation ist, dass die Kuppeln das Ergebnis von flachen Intrusionen geschmolzener Lava sind, die die Oberfläche ansteigen lassen. Wenn sie intrusiv sind, dann hat der Magmaentzug gegen Ende der Eruptionen die Risse verursacht. Die hellen Ränder weisen möglicherweise auf das Vorhandensein von Gesteinsschutt oder Talus an den Hängen der Dome hin.

Bild: NASA/JPL

Diese Magellan-Aufnahme zeigt einen Teil der nördlichen Grenze der Ovda Regio, eines der großen Hochländer, die den Äquator der Venus umgeben. Die Szene besteht größtenteils aus tiefliegenden, abgerundeten, linearen Bergrücken. Diese 8-15 Kilometer breiten und 30-60 Kilometer langen Bergrücken liegen meist entlang eines 100-200 Kilometer breiten Abhangs, an dem die Höhe von Ovda Regio um drei Kilometer zu den umliegenden Ebenen abfällt. Einige der Bergkämme sind durch Ausdehnungsbrüche rechtwinklig geschnitten worden. Dunkles Material, entweder Lava oder vom Wind verwehter Sand, füllt die Region zwischen den Bergkämmen. Die gekrümmte, gebänderte Beschaffenheit dieser Bergrücken deutet darauf hin, dass die Krustenverkürzung, die grob in Nord-Süd-Richtung verläuft, weitgehend für ihre Entstehung verantwortlich ist. Eine solche Krustenverkürzung wurde von den Magellan-Wissenschaftlern nicht erwartet. Sie waren der Meinung, dass in der Ovda-Region, einem wahrscheinlichen Ort des heißen Auftriebs aus dem Inneren der Venus, Vulkanismus und Krustenausdehnung vorherrschen sollten. Dieses Bild, das ungefähr bei 1 Grad Nord, 81 Grad Ost zentriert ist, misst 300 Kilometer mal 225 Kilometer und wurde von Magellan im November 1990 aufgenommen.

Bild: NASA/JPL

Dieses Bild ist eine Falschfarbenversion einer Karte im nahen Infrarot der unteren Wolkenschichten auf der Nachtseite der Venus, die vom Near Infrared Mapping Spektrometer an Bord der Raumsonde Galileo bei der Annäherung an den Planeten am 10. Februar 1990 aufgenommen wurde. Aus einer Höhe von etwa 60.000 Meilen über dem Planeten aufgenommen, zeigt die Karte bei einer Infrarot-Wellenlänge von 2,3 Mikrometern (etwa dreimal so lang wie die für das menschliche Auge sichtbare Wellenlänge) die turbulente, wolkenreiche mittlere Atmosphäre etwa 30-33 Meilen über der Oberfläche, 6-10 Meilen unterhalb der sichtbaren Wolkenspitzen. Das Bild zeigt die Strahlungswärme aus der unteren Atmosphäre (etwa 400 Grad Fahrenheit), die durch die Schwefelsäurewolken scheint, die bis zu 10 Mal dunkler erscheinen als die hellen Lücken zwischen den Wolken. Die Farben zeigen die relative Wolkentransparenz an; weiß und rot zeigen dünne Wolkenregionen, während schwarz und blau relativ dicke Wolken darstellen. Diese Wolkenschicht hat eine Temperatur von etwa 30 Grad Fahrenheit und einen Druck, der etwa der Hälfte des Atmosphärendrucks der Erde entspricht. 2/3 der dunklen Hemisphäre ist sichtbar, zentriert auf dem Längengrad 350 West, mit hellen Bändern von taghellen hohen Wolken, die oben und unten links sichtbar sind. In Äquatornähe erscheinen die Wolken flauschig und blockig; weiter nördlich werden sie von Winden mit einer geschätzten Geschwindigkeit von mehr als 150 mph zu Ost-West-Filamenten gestreckt, während die Pole in dieser Höhe von dicken Wolken bedeckt sind.

Bild: NASA/JPL

Dieses Radarmosaik in komprimierter Auflösung von Magellan bei 49 Grad nördlicher Breite und 165 Grad östlicher Länge mit Abmessungen von 460 mal 460 Kilometern zeigt ein 600 Kilometer langes Segment des längsten bisher auf der Venus entdeckten Kanals. Der Kanal ist etwa 1,8 Kilometer breit. Mit einer Länge von mehr als 7.000 Kilometern ist er mehrere hundert Kilometer länger als der Nil, der längste Fluss der Erde, und damit der längste bekannte Kanal im Sonnensystem. Beide Enden des Kanals sind jedoch verdeckt, so dass seine ursprüngliche Länge unbekannt ist. Der Kanal wurde ursprünglich von den sowjetischen Orbitern Venera 15 und 16 entdeckt, die trotz ihrer Auflösung von einem Kilometer mehr als 1.000 Kilometer des Kanals entdeckten. Diese kanalähnlichen Strukturen sind in den Ebenen der Venus weit verbreitet. An einigen Stellen scheinen sie von Lava gebildet worden zu sein, die geschmolzen oder durch thermische Erosion sich einen Weg über die Oberfläche der Ebenen gebahnt haben könnte. Die meisten sind 1 bis 3 Kilometer breit. In mancher Hinsicht ähneln sie mäandrierenden Flüssen auf der Erde, mit Mäandern, abgeschnittenen Schleifen und verlassenen Kanalsegmenten. Allerdings sind die Venuskanäle nicht so eng gewunden wie irdische Flüsse. Die meisten sind teilweise von jüngeren Lavaebenen begraben, so dass ihre Quellen schwer zu identifizieren sind. Einige wenige haben ausgedehnte radardunkle Ebenen, die auf ein großes Flussvolumen hindeuten. Diese Kanäle mit großen Ablagerungen scheinen älter zu sein als andere Kanaltypen, da sie von Brüchen und Faltenkämmen durchzogen sind und oft von anderem vulkanischen Material begraben werden. Darüber hinaus scheinen sie sowohl bergauf als auch bergab zu verlaufen, was darauf hindeutet, dass die Ebenen nach der Kanalbildung durch regionale Tektonik verformt wurden. Die Auflösung der Magellan-Daten beträgt etwa 120 Meter.

Bild: NASA/JPL

Ushas Mons, ein zwei Kilometer hoher Vulkan auf der südlichen Hemisphäre der Venus, ist auf diesem Magellan-Radarbild zu sehen. Das Bild ist auf 25 Grad südlicher Breite und 323 Grad östlicher Länge zentriert und zeigt eine Fläche von etwa 600 Kilometern auf einer Seite. Der Vulkan ist durch zahlreiche helle Lavaströme und eine Reihe von in Nord-Süd-Richtung verlaufenden Rissen gekennzeichnet, von denen sich viele anscheinend nach dem Ausbruch der Lava an der Oberfläche gebildet haben. Im zentralen Gipfelbereich sind die jüngeren Lavaströme jedoch noch nicht zerbrochen. In der oberen Mitte des Bildes ist zwischen den Brüchen ein Einschlagskrater zu erkennen. Das Zusammentreffen von Verwerfungen und Vulkanismus ist bei dieser Art von Vulkanen auf der Venus häufig anzutreffen. Man geht davon aus, dass es sich um eine große Zone mit heißem Material handelt, das aus dem Venusmantel aufsteigt, ein Phänomen, das auf der Erde als "Hot Spot" bekannt ist. Simulierte Farbe wird verwendet, um kleinräumige Strukturen hervorzuheben. Die simulierten Farbtöne basieren auf Farbbildern, die von den Landern Venera 13 und 14 aufgenommen wurden. Die Daten wurden während des dritten achtmonatigen Zyklus der Magellan-Radarkartierung aufgenommen, der im September 1992 endete. Einige schmale Lücken in der Magellan-Abdeckung wurden mit niedrig aufgelösten Radardaten gefüllt, die mit dem Arecibo-Radioteleskop auf der Erde gewonnen wurden.

Bild: NASA/JPL

Dieses Mosaik von Magellan-Daten in der Fortuna-Region der Venus, zentriert auf 49 Grad nördlicher Breite und 2 Grad Länge, zeigt zwei Coronae. Coronae sind große kreisförmige oder ovale Strukturen, die erstmals auf sowjetischen Radarbildern der Venus entdeckt wurden. Die Struktur auf der linken Seite, Bahet Corona, ist etwa 230 Kilometer lang und 150 Kilometer breit. Ein Teil der Onatah Corona mit einem Durchmesser von über 350 Kilometern ist auf der rechten Seite des Mosaiks zu sehen. Beide Erscheinungen sind von einem Ring aus Erhebungen und Trögen umgeben, die an manchen Stellen radialere Brüche schneiden. Die Zentren der Merkmale enthalten ebenfalls radiale Brüche sowie vulkanische Dome und Ströme. Es wird angenommen, dass sich Coronae durch das Aufsteigen von heißem Material aus dem Inneren der Venus bilden. Die beiden Coronae können sich zur gleichen Zeit über einem einzigen Auftrieb gebildet haben oder auf eine Bewegung des Auftriebs oder der oberen Schichten des Planeten nach Westen im Laufe der Zeit hinweisen. Eine 'Pfannkuchen'-Kuppel, ähnlich den flachen Kuppeln auf der Südhalbkugel, befindet sich direkt südwestlich von Bahet. Die Auflösung der Magellan-Daten beträgt etwa 120 Meter.

Bild: NASA/JPL

Dieses Magellan-Radarmosaik mit voller Auflösung, zentriert auf 14 Grad nördlicher Breite und 72 Grad östlicher Länge, zeigt eine Schrägansicht des Einschlagskraters Riley, benannt nach Margaretta Riley, einer Botanikerin aus dem 19. Jahrhundert. Diese Ansicht wurde aus zwei linksgerichteten Magellan-Radaraufnahmen erstellt, die mit unterschiedlichen Einfallswinkeln aufgenommen wurden. Da die Reliefverschiebungen der beiden Bilder unterschiedlich sind, können die Tiefen vom Kraterrand zum Kraterboden und die Höhen des Kraterrandes und der Flanken über den umliegenden Ebenen gemessen werden. Der Krater hat einen Durchmesser von 25 Kilometern. Der Boden des Kraters liegt 580 Meter unter den den Krater umgebenden Ebenen. Der Rand des Kraters erhebt sich 620 Meter über die Ebenen und 1.200 Meter über den Kraterboden. Der zentrale Gipfel des Kraters ist 536 Meter hoch. Der Durchmesser des Kraters ist 40 Mal so groß wie seine Tiefe, so dass er relativ flach erscheint. Die Topographie ist um das 22-fache überhöht, um die Merkmale des Kraters zu betonen.

Bild: NASA/JPL

Dies ist ein Magellan-Radarbild, das eine 105 mal 45 Kilometer große Region in der Nähe von Hestia Rupes in der nordwestlichen Ecke von Aphrodite Terra abdeckt. Das komplexe Netzwerk aus schmalen (unter einem Kilometer breit) Brüchen in der Mitte des Bildes erstreckt sich über etwa 50 Kilometer. Dieses Netzwerk weist tributäre Verzweigungen auf, die denen ähneln, die in Flusssystemen auf der Erde zu beobachten sind. Die winkligen Überschneidungen der Nebenflüsse lassen jedoch auf tektonische Steuerung schließen. Diese Merkmale scheinen auf den Abfluss von Lava entlang bereits bestehender Brüche und den anschließenden Einsturz der Oberfläche zurückzuführen zu sein. Die zugrunde liegende tektonische Struktur lässt sich an den nach Nordosten verlaufenden Bergrücken erkennen, die den Ebenen vorausgehen.

Bild: NASA/JPL

Für diese computergenerierte perspektivische Ansicht von Latona Corona und Dali Chasma auf der Venus wurden die Magellan-Radardaten der Topographie überlagert. Die Ansicht aus Nordosten ist zehnfach überhöht. Die Überhöhung des Reliefs ist ein gängiges Mittel, das Wissenschaftler verwenden, um Beziehungen zwischen Strukturen (d.h. Verwerfungen und Brüchen) und der Topographie zu erkennen. Latona Corona, eine kreisförmige Erscheinung mit einem Durchmesser von etwa 1.000 Kilometern, deren östliche Hälfte links im Bild zu sehen ist, hat einen relativ glatten, radarhellen, erhöhten Rand. Helle Linien oder Brüche innerhalb der Korona scheinen von ihrem Zentrum zum Rand hin auszustrahlen. Die übrigen hellen Brüche in diesem Gebiet stehen in Zusammenhang mit den relativ tiefen (etwa drei Kilometer) Rinnen des Dali Chasma. Das Dali und Diana Chasma System besteht aus tiefen Trögen, die sich über 7.400 Kilometer erstrecken und sehr ausgeprägte Merkmale auf der Venus sind. Diese Chasmata verbinden das Ovda- und Thetis-Hochland mit den großen Vulkanen der Atla Regio und gelten daher als der "Skorpionschwanz" von Aphrodite Terra. Die breite, geschwungene Steilwand ähnelt einigen der Subduktionszonen der Erde, wo Krustenplatten übereinander geschoben werden. Die radarhelle Oberfläche auf der höchsten Erhebung entlang der Steilwand ähnelt den Oberflächen in anderen hochgelegenen Regionen, in denen metallische Mineralien wie Pyrit (Katzengold) vorkommen können.

Bild: NASA/JPL

Diese Szene, die eine Fläche von 75 mal 45 Kilometern abdeckt, zeigt ein Gebiet mit dunklen Lavaströmen, die die helleren umliegenden Ebenen überlagern, von denen man annimmt, dass sie aus älteren Strömen entstanden sind. Einige der dunklen Ströme enden an dem schmalen, hellen, gewundenen Merkmal rechts im Bild und es wird angenommen, dass sie von Ausbrüchen an Spalten entlang dieses hellen Merkmals stammen. Die Bildmitte befindet sich bei 4,6 Grad Nord und 331,8 Ost. Die horizontale Bänderung ist ein Artefakt bei der Verarbeitung dieses Fotos, das aus dem ersten Orbit nach Beginn der systematischen Kartierung stammt.

Bild: NASA/JPL

Die hemisphärische Ansicht der Venus, wie sie in mehr als einem Jahrzehnt der Radaruntersuchungen, die ihren Höhepunkt in der Magellan-Mission von 1990-1994 fanden, enthüllt wurde, ist auf 180 Grad östlicher Länge zentriert. Die Magellan-Raumsonde hat mehr als 98% der Venus mit einer Auflösung von etwa 100 Metern abgebildet; die effektive Auflösung dieses Bildes beträgt etwa drei Kilometer. Ein Mosaik der Magellan-Bilder (die meisten mit Beleuchtung aus dem Westen) bildet die Bildbasis. Lücken in der Magellan-Abdeckung wurden mit Bildern des erdgebundenen Arecibo-Radars in einer Region gefüllt, die ungefähr auf 0 Grad geografischer Breite und Länge zentriert ist, und mit einem neutralen Ton in anderen Regionen (hauptsächlich in der Nähe des Südpols). Das zusammengesetzte Bild wurde bearbeitet, um den Kontrast zu verbessern und kleine Merkmale hervorzuheben, und es wurde farbkodiert, um die Höhe darzustellen. Lücken in den Höhendaten des Magellan-Radarhöhenmessers wurden mit Höhenmessungen der Venera-Sonde und der amerikanischen Pioneer-Venus-Missionen aufgefüllt. Es wurde eine orthografische Projektion verwendet, die einen entfernten Blick auf eine Hemisphäre des Planeten simuliert.

Bild: NASA/JPL/USGS

Dies ist ein Magellan-Radarbildmosaik der Venus mit einer Auflösung von 225 Metern pro Pixel, zentriert auf 47 Grad südlicher Breite und 25 Grad östlicher Länge in der Region Lada. Die Szene hat eine Ausdehnung von etwa 550 Kilometern in Ost-West-Richtung und 630 Kilometern in Nord-Süd-Richtung. Das Mosaik zeigt ein System aus östlich verlaufenden radarhellen und dunklen Lavaströmen, die auf einen nördlich verlaufenden Kammgürtel treffen und diesen durchbrechen (links von der Mitte). Nach dem Durchbrechen des Kammgürtels sammeln sich die Laven in einer riesigen, radarhellen Ablagerung (die etwa 100.000 Quadratkilometer bedeckt [rechte Seite des Bildes]). Die Quell-Caldera für die Lavaströme, Ammavaru genannt, liegt etwa 300 Kilometer westlich außerhalb des Bildes.

Bild: NASA/JPL

Bei dieser geisterhaften Rauchwolke handelt es sich in Wirklichkeit um wirbelnde Gas- und Wolkenmassen am Südpol der Venus, die vom Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer (VIRTIS) an Bord der ESA-Raumsonde Venus Express aufgenommen wurden.

Die Venus hat eine sehr unruhige und sich schnell bewegende Atmosphäre – obwohl die Windgeschwindigkeiten an der Oberfläche gering sind, erreichen sie in der Höhe der Wolkengipfel, etwa 70 km über der Oberfläche, schwindelerregende Geschwindigkeiten von etwa 400 km/h. In dieser Höhe dreht sich die Atmosphäre der Venus etwa 60 Mal schneller als der Planet selbst. Das ist sehr schnell; selbst die schnellsten Winde der Erde bewegen sich höchstens mit etwa 30% der Rotationsgeschwindigkeit unseres Planeten. Die schnellen Venuswinde können eine volle Runde um den Planeten in nur vier Erdtagen zurücklegen.

Bild: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA/Univ. Oxford

Falschfarbenbild der Wolkenmerkmale auf der Venus, aufgenommen von der Venus Monitoring Camera (VMC) auf Venus Express. Das Bild wurde am 8. Dezember 2011 aus einer Entfernung von 30 000 km aufgenommen.

Die VMC wurde von einem Konsortium deutscher Institute unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau entwickelt und gebaut.

Venus Express befindet sich seit 2006 in einer Umlaufbahn um den Planeten.

Bild: ESA/MPS/DLR/IDA