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Venus Einführung

Advance in science comes by laying brick upon brick, not by sudden erection of fairy palaces.
- J. S. Huxley



 

Venus Einführung 
Einführung 
   Venus Statistik 
   Animationen der Venus 
   Ansichten der Venus 
   Referenzen 
Venerische Einschlagskrater 
Venerische vulkanische Erscheinungen 
Die Magellan Mission zur Venus 
Chronolgie der Erforschung 
Venus Foto-/Animationengallerie 
Planetarische Ikosaeder 
 
Venus Ressourcen 
The Face of Venus 
 
Venus, das Juwel am Himmel, war vormals den früheren Astronomen bekannt als Morgen- und Abendstern. Sehr frühe Astronomen hatten angenommen, daß dies zwei unterschiedliche Gestirne sind. Venus, benannt nach der römischen Göttin der Liebe und Schönheit, ist mit einer dicken verwirbelten Wolkendecke überzogen.

Astronomen bezeichnen die Venus als den Schwesterplaneten der Erde. Beide sind sich in ihrer Größe, Masse, Dichte und in ihren Volumina sehr ähnlich. Beide formten sich zur selben Zeit und kondensierten aus demselben Nebel. Dennoch haben die Wissenschaftler im Verlauf der letzten Jahre herausgefunden, daß die Ähnlichkeiten hier enden. Die Venus unterscheidet sich sogar stark von der Erde. Sie besitzt keine Ozeane und ist von einer Atmosphäre eingehüllt, die sich hauptsächlich aus Kohlendioxid ohne jeden Wasserdampf zusammensetzt. Die Wolken bestehen aus Tröpfchen von Schwefelsäure. An der Oberfläche herrscht ein Luftdruck, der dem 92-fachen auf der Erde in Meereshöhe entspricht.

Die Venus wird von einer Oberflächentemperatur von ungefähr 482° C gebraten. Diese hohe Temperatur geht hauptsächlich auf den völlig aus den Fugen geratenen Treibhauseffekt zurück, den die schwere Atmosphäre aus Kohlendioxid verursacht. Das Sonnenlicht, das den Weg durch die Atmosphäre findet, heizt die Oberfläche zusätzlich auf. Es wird zwar Hitze abgestrahlt, sie wird aber von der dichten Atmosphäre gehalten und kann nicht in den Raum entweichen. Dies alles macht die Venus heißer als Merkur.

Ein venerischer Tag dauert 243 Erdentage und ist damit länger als ein Venusjahr mit seiner Dauer von 225 Erdentagen. Ungewöhnlicherweise rotiert die Venus von Ost nach West. Für einen Beobachter auf der Venus würde also die Sonne im Westen auf- und im Osten untergehen.

Bis noch vor kurzem hatte die dichte Wolkendecke Entdeckungen der Geologie der Oberfläche verhindert. Die Weiterentwicklungen bei den Radarteleskopen und -aufnahmesystemen haben es möglich gemacht, durch die Wolkendecke auf die Oberfläche darunter zu blicken. Vier der erfolgreichsten Missionen bei der Erforschung der venerischen Oberfläche waren die Mission Pioneer Venus der NASA (1978), die Missionen Venera 15 und 16 der Sowjetunion (1983-1984) und die Magellan Mission zur Radarvermessung der NASA (1990-1994). Als diese letzte Sonde mit der Vermessung des Planeten begann, entstand ein völlig neues Bild der Venus.

Die Oberfläche der Venus ist aus geologischer Sicht relativ jung. Sie scheint sich vor 300 bis 500 Millionen Jahren völlig erneuert zu haben. Die Wissenschaftler debattieren noch darüber, wie und warum dies geschah. Die venerische Topographie besteht aus riesigen Ebenen, bedeckt von Lavaflüssen und Bergen oder Hochebenen, die von geologischen Aktivitäten verformt wurden. Die Maxwell Montes in der Ebene Ishtar Terra sind die höchste Erhebung auf der Venus. Das Hochland Aphrodite Terra erstreckt sich fast um den halben Äquator. Die Magellanaufnahmen der Hochebenen oberhalb einer Höhe von 2.500 Metern sind ungewöhnlich hell, charakteristisch für feuchten Boden. Dennoch existiert kein Wasser an der Oberfläche und kann daher auch nicht für die hellen Hochebenen verantwortlich zeichnen. Eine Theorie besagt, daß sich dieses helle Material aus Metallegierungen zusammensetzt. Studien haben gezeigt, daß dieses Material Eisensulfid („Katzengold“) sein könnte. Es ist in den Niederungen instabil, aber auf den Hochebenen stabil. Das Material könnte auch etwas Exotischeres sein, was den gleichen Effekt hätte, allerdings bei niedrigeren Konzentrationen.

Die Venus ist von zahlreichen Einschlagskratern vernarbt, die zufällig über die Oberfläche verteilt sind. Kleinere Krater mit einem Durchmesser unter zwei Kilometern gibt es wegen der schweren Atmosphäre der Venus praktisch nicht. Ausnahmen entstehen nur dann, wenn große Meteoriten kurz vor dem Einschlag zerbrechen und Kratertrauben hinterlassen. Vulkane und andere vulkanische Erscheinungen sind viel zahlreicher. Wenigstens 85% der venerischen Oberfläche sind von vulkanischem Gestein bedeckt. Riesige Lavaflüsse, die sich über hunderte Kilometer erstrecken, haben die Niederungen überflutet und riesige Ebenen hinterlassen. Über 100.000 kleine Schildvulkane übersäen an der Oberfläche hunderte große Vulkane. Lavaflüsse aus Vulkanen produzierten lange, gewundene Kanäle, die sich über hunderte Kilometer erstrecken, einer zieht sich über knapp 7.000 Kilometer dahin.

Riesige Calderas mit mehr als 100 Kilometern Durchmesser sind auf der Venus zu finden. Irdirsche Calderas messen gewöhnlich nur einige Kilometer. Verschiedene Erscheinungen auf der Venus sind einzigartig, inklusive Coronae und Arachnoiden. Coronae sind große kreisförmige bis ovale Erscheinungen, eingeschlossen von Klippen und mit mehreren Kilometern Durchmesser. Man hält sie für die oberflächlichen Folgen von Auffaltungen des Mantels. Arachnoiden sind ähnlich wie die Coronae kreisförmige Erscheinungen, die radial verlängert erscheinen. Sie dürften durch flüssiges Gestein entstanden sein, das durch Felsspalten versickert ist und ganze Systeme aus strahlenförmige Gräben und Brüche hinterließ.

Venus Statistik
 Masse (kg)4,869·1024 
 Masse (Erde = 1)0,81476 
 Äquatorialer Radius (km)6.051,8 
 Äquatorialer Radius (Erde = 1)0,94886 
 Durchschnittliche Dichte (gm/cm3)5,25 
 Durchschnittlicher Abstand zur Sonne (km)108.200.000 
 Durchschnittlicher Abstand zur Sonne (Erde = 1)0,7233 
 Rotationsdauer (Tage)-243,0187 
 Umlaufdauer (Tage)224,701 
 Durchschnittliche Umlaufgeschwindigkeit (km/s)35,02 
 Orbitale Exzentrizität0,0068 
 Neigung der Achse (Grad)177,36 
 Neigung des Orbits (Grad)3,394 
 Äquatoriale Oberflächengravitation (m/s2)8,87 
 Äquatoriale Fluchtgeschwindigkeit (km/s)10,36 
 Sichtbare geometrische Albedo0,65 
 Helligkeit (Vo)-4,4 
 Durchschnittliche Oberflächentemperatur482°C 
 Atmospherischer Druck (Bar)92 
 Atmospherische Zusammensetzung
Kohlendioxid
Stickstoff
    Spuren von: Schwefeldioxid, Wasserdampf Kohlenmonoxid, Argon, Helium, Neon, Wasserstoffchlorid und Wasserstofffluorid.

96% 
3+% 

Animationen der Venus

Ansichten der Venus

Mariner 10 Aufnahme der Venus
Dieses wunderschöne Bild der Venus ist eine Montage von drei Aufnahmen, die die Mariner 10 Sonde am 5. Februar 1974 machte. Sie zeigt die dicke Wolkendecke, die eine optische Beobachtung der Oberfläche der Venus verhindert. Nur durch Radarvermessung konnte die Oberfläche enthüllt werden. (Quelle: Calvin J. Hamilton)

Galileo-Aufnahme der Venus
Am 10. Februar 1990 machte die Sonde Galileo dieses Bild der Venus. Man kann darauf nur die dicke Wolkendecke erkennen. (Quelle: Calvin J. Hamilton)

Hubble-Aufnahme der Venus
Dies ist eine UV-Aufnahme des Hubble Space Telescope, aufgenommen am 24. Januar 1994, als die Venus einen Abstand von 113,6 Millionen Kilometer zur Erde hatte. Bei ultravioletten Wellenlängen werden die Wolkenmuster deutlicher. Insbesondere eine Wolke in Form eines Y ist in der Nähe des Äquators auszumachen. Die Polarregionen sind hell und zeigen möglicherweise einen leichten Dunst winziger Partikel, die die großen Wolken überlagern. Die dunklen Stellen zeigen die Orte, an denen sich ein erhöhtes Maß an Schwefeldioxid in der Nähe der Wolkenoberkante befindet. Von früheren Missionen wissen die Astronomen, daß solche Erscheinungen entlang der herrschenden Winde auf Venus von Ost nach West ziehen, wobei sie den Planeten einmal alle vier Tage umrunden. (Mit freundlicher Genehmigung: L. Esposito, University of Colorado, Boulder, and NASA)

Venus
Dies ist eine Totale der Venus mit dem Mittelpunkt bei 180 Grad östlicher Länge. Fehlfarben werden verwendet, um geringe Unterschiede in den Strukturen zu verstärken. (Mit freundlicher Genehmigung durch NASA/JPL)

Fünf Vollansichten
Die Oberfläche der Venus wird in diesen fünf Ansichten gezeigt. Der Mittelpunkt des Bildes (A) liegt beim venerischen Nordpol. Die anderen vier Aufnahmen haben ihren Mittelpunkt entlang des Äquators bei (B) 0 Grad Länge, (C) 90 Grad östlicher Länge, (D) 180 Grad und (E) 270 Grad östlicher Länge. Die helle Gegend in der Mitte der Polaransicht sind die Maxwell Montes, die höchsten Erhebungen auf der Venus. Die Ovda Regio ist Mittelpunkt in der (C) Ansicht bei 90 Grad östlicher Länge. Die Atla Regio ist hervorragend in der Ansicht (D) bei 180 Grad zu sehen. (Mit freundlicher Genehmigung durch NASA/JPL)

Hemisphärenansicht der Venus
Diese Hemisphärenansicht der Venus, wie er durch Radarforschungen über mehr als ein Jahrzehnt hinweg mit dem Höhepunkt der Magellan Mission 1990-1994 erlangt wurde, ist mittig zum Nullmeridian. Die effektive Auflösung dieses Bildes liegt bei etwa 3 Kilometern. Es wurde zur Kontrasterhöhung und zur Verstärkung kleiner Merkmale bearbeitet, und wurde farbkodiert, um die Erhöhungen darzustellen. (Mit freundlicher Genhmigung durch NASA/USGS)

Weitere Hemisphärenansichten der Venus



Venerische Landkarte
Bei diesem Bild handelt es sich um eine Mercatorpojektion der venerischen Topographie. Viele der verschiedenen Gegenden erhielten einen Namen. Die Karte erstreckt sich von -66,5 bis 66,5 Grad in der Breite und beginnt bei 240 Grad in der Länge. (Quelle: Calvin J. Hamilton)

Venerische topographische Karte
Dies ist eine weitere Mercatorprojektion der venerischen Topographie. Die Karte erstreckt sich von -66,5 bis 66,5 Grad in der Breite und beginnt bei 240 Grad in der Länge. Eine Scharzweiß-Version dieses Bildes ist ebenfalls verfügbar. (Mit freundlicher Genehmigung durch A.Tayfun Oner)

Die venerische Topographie
Auch dieses Bild ist eine Mercatorprojektion der venerischen Topographie. Die Hochebenen wie Ishtar Terra, Aphrodite Terra, die Alpha Region und Beta Regio erscheinen in gelb und orange. Die tiefliegenden Gegenden erscheinen in blau. (Mit freundlicher Genehmigung durch NASA/JPL)

Zylindrische Karte der Venus
Venus wird auf diesem Bild als einfache zylindrische Karte dargestellt. Die rechte und die linke Bildkante liegen jeweils bei 240 Grad östlicher Länge. Die Ober- und Unterkanten des Bildes liegen jeweils bei 90 Grad nördlicher und südlicher Breite. Die helle Gegend oben, links der Mitte, sind die Maxwell Montes, die höchste Erhebung auf der Venus. Aphrodite Terra, eine riesige Hochebene, erstreckt sich entlang des Äquators zur Rechten der Mitte. Die verstreuten dunklen Muster auf diesem Bild sind Halos um einige der jüngeren Einschlagskrater. Dieses umfassende Datenpaket liefert eine Anzahl an Kratern, das mit einem Alter der Venusoberfläche von 300 bis 500 Millionen Jahren korrespondiert. (Mit freundlicher Genehmigung durch NASA/JPL)

Der Gula Mons und der Krater Cunitz
Ein Teil der westlichen Eistla Regio wird auf diesem Bild in einer 3D-Perspektive dargestellt. Der Aussichtspunkt liegt 1.310 Kilometer südwestlich des Gula Mons in einer Höhe von 780 Metern. Der Blick richtet sich nach Nordosten mit dem Gula Mons am Horizont. Gula Mons, ein drei Kilometer hoher Vulkan befindet sich bei annähernd 22 Grad nördlicher Breite und 359 Grad östlicher Länge. Der Einschlagskrater Cunitz, benannt nach der Astronomen und Mathematikerin Maria Cunitz, ist in der Mitte des Bildes sichtbar. Der Krater mißt 48,5 Kilometer im Durchmesser und ist 215 Kilometer vom Aussichtspunkt entfernt. (Mit freundlicher Genehmigung durch NASA/JPL)

Eistla Regio - Grabenbruch
Ein Ausschnitt der westlichen Eistla Regio wird auf diesem dreidimensionalen Blick auf die Oberfläche der Venus abgebildet. Der Aussichtspunkt befindet sich 725 Kilometer südöstlich des Gula Mons. Ein Grabenbruch, sehr gut in Vordergrund zu erkennen, erstreckt sich bis zum Fuße des Gula Mons, einem drei Kilometer hohen Vulkan. Auf diesem Bild zeigt sich der Gula Mons zur Rechten mit seiner nordwestlichen Flanke. Der Sif Mons, ein Vulkan mit einem Durchmesser von 300 Kilometer und einer Höhe von 2 Kilometern, erscheint links des Gula Mons im Hintergrund. (Mit freundlicher Genehmigung durch NASA/JPL)

Die Eistla Regio
Ein Teil der westlichen Eistla Regio wird auf diesem Bild der Oberfläche der Venus abgebildet. Der Aussichtspunkt befindet sich 1.100 Kilometer nordöstlich des Gula Mons in einer Höhe von 7,5 Kilometern. Lavaflüsse erstrecken sich über hunderte von Kilometern über die gebrochenen Ebenen im Vordergrund, bis zum Fuße des Gula Mons. Diese Ansicht zeigt den Südwesten mit dem Gula Mons zur Linken knapp unter dem Horizont. Der Sif Mons zeigt sich rechts des Gula Mons. Der Abstand zwischen Sif Mons und Gula Mons beträgt annähernd 730 Kilometer. (Mit dreundlicher Genehmigung durch NASA/JPL)

Die Lakshmi-Ebene
Die südliche Gegend der westlichen Ishtar Terra werden in diesem dreidimensionalem Bild wiedergegeben. Die westliche Ishtar Terra besitzt in etwa die Größe Australiens und genoß besonderes Augenmerk der Magellan-Forschungen. Die Hochebene zentriert sich um das zwischen 2,5 und 4 Kilometer hohe Plateau namens Lakshmi Planum, das sich in der Ferne zur Rechten zeigt. Hier stürzt die Oberfläche steil in die angrenzenden Tiefebenen, mit steilen Hängen, deren Steigung auf 50 km 5 % übersteigen. (Mit freundlicher Genehmigung durch NASA/JPL)

Dreidimesionaler perspektivischer Blick auf die Alpha Regio
Ein Teilstück der Alpha Regio ist auf dieser dreidimensionalen, perspektivischen Ansicht dargestellt. Die Alpha Regio, topographisch eine Hochebene von annähernd 1.300 Kiloemetern Durchmesser, liegt mit seiner Mitte bei 25 Grad südlicher Breite und vier Grad östlicher Länge. 1963 wurde die Alpha Regio als erstes Merkmal auf der Venus durch Radaruntersuchungen von der Erde aus identifiziert. Das radar-helle Gebiet der Alpha Regio wird von vielfältigen Gruppen einschneidender struktureller Merkmale wie Steilhänge, Schluchten und ebengründigen Grabenbrüchen charakterisiert, die, zusammengenommen, eine Art polygone Silhouette bilden. Direkt südlich von dieser Ebene mit ihren komplexen Graten liegt ein oval-förmiges Merkmal namens Eva. Der radar-helle Punkt, der sich inmitten Eva befindet, markiert den Null-Meridian der Venus. (Mit freundlicher Genehmigung durch NASA/JPL)

Arachnoiden
Die Arachnoiden gehören zu den bemerkenswertesten Erscheinungen auf der Venus. Sie sind auf diesem Mosaik aus Magellan-Aufnahmen der Fortuna-Region als dunkle Ebenen zu sehen. Wie der Name schon vermuten läßt, handelt es sich bei ihnen um kreisrunde bis ovale Erscheinungen mit komplexen Netzen aus Bruchkanten, die sich nach außen erstrecken. Die Größen der Arachnoiden liegen zwischen annähernd 50 und 230 Kilometer Durchmesser. Arachnoiden ähneln in ihrer Form den Coronae (kreisrunden vulkanischen Strukturen, die von Gruppen von Steilhängen und Graten genauso wie von radial auslaufenden Lineaturen umgeben sind), sind aber in der Regel kleiner. Eine Theorie über ihren Ursprung besagt, daß sie Vorläufer zur Entstehung einer Corona sind. Die radar-hellen Linien, die sich über mehrere Kilometer hinziehen, könnten auf ein Aufsteigen von Magma aus dem Inneren des Planeten herrühren, das die Oberfläche anhob und dadurch die „Brüche“ verursachte. Radar-helle Lavaflüsse finden sich im ersten und dritten Bild, ebenfalls ein Indiz für vulkanische Aktivität in diesem Gebiet. Manche Brüche kreuzen diese Flüsse, was darauf hindeutet, daß diese Flüsse schon vor den Brüchen bestanden haben. Solche Beziehungen zwischen den verschiedenen Strukturen liefern gute Hinweise für die Datierung derartiger Ereignisse. (Mit freundlicher Genhmigung durch NASA/JPL)

Parallele Linien
Zwei Gruppen paralleler Erscheinungen, die sich fast rechtwinklig schneiden, sind hier zu sehen. Die Regelmäßigkeit dieses Gebiets brachte die Wissenschaftler auf den Spitznamen Millimeterpapier. Die feineren Lineaturen sind etwa einen Kilometer von einander entfernt und erstrecken sich über den Bildrand hinaus. Die helleren, auffälligeren Linien sind weniger regelmäßig und scheinen oft an den Schnittstellen zu den feineren zu beginnen und zu enden. Es ist noch nicht klar, ob diese beiden Gruppen von Linien Auffaltungen oder Brüche darstellen, aber in Gebieten außerhalb des Bildes sind diese Lineaturen mit Kratern oder anderen vulkanischen Erscheinungen verbunden. (Quelle: Calvin J. Hamilton)

Oberflächenfotos von Venera 9 und 10
Die sowjetischen Sonden Venera 9 und 10 wurden jeweils am 8. und 14. Juni gestartet, um das bis dahin Unerreichte zu vollziehen: Den Abwurf von Landefahrzeugen und die Rücksendung von Bildern. Das Landefahrzeug der Venera 9 (oben) landete an der Oberfläche am 22. Oktober 1975 um 5:13 UT, ungefähr bei 32° S, 291° O mit der Sonne im Zenith. Sie arbeitete 53 Minuten lang, gerade genug, um ein Bild zurückzusenden. Venera 9 landete auf einem Hang, der um circa 30 Grad zur Horizontalen geneigt war. Das weiße Objekt unten auf dem Bils ist ein Teil des Landefahrzeugs. Die Verzerrung wurde vom Kamerasystem der Venera 9 verursacht. Winklige und teilweise verwitterte Felsen, zwischen 30 und 40 cm groß, beherrschen das Bild, manche teilweise im Boden vergraben. Der Horizont selbst ist an den oberen Ecken links und rechts zu erkennen.

Das Landefahrzeug der Venera 10 landete auf der Oberfläche der Venus am 25. Oktober 1975 um 5:17 UT, bei 16° N 291° O. Das Landefahrzeug war um etwa acht Grad geneigt. Es sandte dieses Bild während der 65 Minuten, die es auf der Oberfläche gearbeitet hat. Dies Sonne stand zu diesem Zeitpunkt nahe ihrem Zenith, und die Lichtverhältnisse ähnelten denen auf der Erde an einem bewölkten Sommertag. Die Objekte zu Fuße des Bildes sind Teile des Landefahrzeugs. Das Bild zeigt flache Felsplatten, die teilweise mit einem feinkörnigen Material überzogen sind, nicht viel anders als eine vulkanische Gegend auf der Erde. Die große Platte im Vordergrund ist weingstens zwei Meter groß.

Oberflächenfarbfotos der Venera 13
Am 1. März 1982 landete das Landefahrzeug der Venera 13 auf der venerischen Oberfläche bei 7,5° S, 303° O, östlich der Phoebe Regio. Es war die erste Venera-Mission mit einer Farbfernseh-Kamera. Venera 13 überstand 2 Stunden und 7 Minuten an der Oberfläche, lange genug, um 14 Aufnahmen zu machen. Dieses Farbpanorama entstand unter Verwendung von Dunkelblau-, Grün- und Rotfiltern und hat eine Auflösung von 4 bis 5 Minuten. Teile des Landefahrzeugs sind unten auf dem Bild zu erkennen. Flache Felsplatten und Boden bieten sich dem Auge. Die blaue Färbung ist schwer zu beurteilen, weil die venerische Atmosphäre blaues Licht ausfiltert. Die Zusammensetzung der Oberfläche ist irdischem Basalt durchaus ähnlich. Im Vordergrund liegt eine Schutzhülle für eine Kameralinse. Dieses Bild ist die linke Hälfte des Venera-13-Fotos.



Referenzen

Ford, John P. et al. Guide to Magellan Image Interpretation. JPL Publication 93-24, 1993.

Robinson, Cordula. "Magellan Reveals Venus." Astronomy, 32-41, February 1995.

 

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Copyright © 1997-1999 by Calvin J. Hamilton, übersetzt von Michael Wapp. All rights reserved.