VENUSTRANSIT
8. Juni 2004
Unser Nachbarplanet Venus


Quelle: NSSDC

Manchmal kann man einige Monate hindurch schon kurz nach Sonnenuntergang am Westhimmel und ein andermal wieder kurz vor Sonnenaufgang im Osten einen auffallend hell strahlenden Punkt beobachten, der seit Jahrtausenden als Abend -oder Morgenstern bekannt ist. Nur ist das gar kein Stern, sondern der der Erde am nächsten kommende Planet Venus, nach Sonne und Mond das hellste Gestirn am Himmel und der sechstgrößte Planet in unserem Planetensystem.

Venus, benannt nach der römischen Liebesgöttin, ist mit einer maximalen Helligkeit von -4m,7 bei genauer Kenntnis der Position sogar mit bloßem Auge am Taghimmel sichtbar.

Venus zeigt sich übrigens in der ersten Jahreshälfte 2004 als strahlender "Abendstern" und bis Anfang Mai 2004 steigt ihre Helligkeit auf -4m,5 !

Bereits im Jahr 1610 entdeckte der berühmte Astronom Galileo Galilei (1564-1642), dass Venus Phasen zeigt wie unser Mond. Somit war klar, dass die Planeten von der Sonne beleuchtet werden wie unser Trabant. Lange Zeit hatte man ja vermutet, die Planeten würden über eigenes Licht verfügen.
Diese Entdeckung war zudem ein wichtiger Beweis für das kopernikanische, heliozentrische Sonnensystem.

Planeten, die sich zwischen der Erde und der Sonne bewegen, nennt man auch innere Planeten. Venus ist ein solcher Planet. Die Umlaufbahn verläuft zwischen der Erdbahn und der Merkurbahn. Venus, die wie Merkur und Mars zu den erdähnlichen Planeten gehört, weil die Oberfläche aus Stein ist, wird manchmal auch als Zwillingsschwester unseres Heimatplaneten bezeichnet. Von außen betrachtet ist sie der Erde tatsächlich sehr ähnlich. Größe, Masse und Dichte sowie der innere Aufbau stimmen annähernd überein. Venus ist nur ein wenig kleiner. (Grössenverhältnisse der erdähnlichen Planeten, Bildquelle: NASA) Trotzdem könnten wir auf der Venus nicht leben.

Venus ist umhüllt von einer extrem dichten Wolkendecke, was die Erforschung dieses Planeten wesentlich erschwerte. So war es beispielsweise nicht möglich, aus visuellen Beobachtungen, die Rotationszeit der Venus zu bestimmen, da man keine Oberflächenstrukturen erkennen kann. Erst im Jahre 1962 gelang es mittels Radioastronomie, die Periode ziemlich genau zu ermitteln. Dieser Wert betrug 250 Tage. Der heute korrekte Wert von 243 Tagen wurde erst 1979 ermittelt.
Die Rotationszeit ist somit länger als ein Venusumlauf um die Sonne (225 Tage). Das bedeutet aber nicht, dass ein Venustag länger als ein Venusjahr dauert. Der Venustag, Sonnenhöchststand bis Sonnenhöchststand, dauert nämlich 117 Tage. Damit hat das Venusjahr ziemlich genau 2 Venustage. Außerdem hat sich gezeigt, dass Venus retrograd rotiert. Das heißt, sie dreht sich entgegengesetzt zu der Rotationsrichtung der Erde und der anderen Planeten in unserem Sonnensystem. Die Sonne geht auf der Venus daher im Westen auf und im Osten unter.

Und es gibt noch einen Unterschied zur Erde - Venus hat keinen Mond.
In früheren Zeiten vermutete man allerdings, dass Venus einen Mond haben könnte. Der erste, der ihn gesehen haben will, war Fontana im Jahre 1645. Und Giovanni Domenico Cassini meinte ihn 1672 und 1686 beobachtet zu haben. Später berichteten dann weitere Astronomen von einem mysteriösen Objekt um Venus. Wie etwa Short 1740 und Montaigne 1761. Maximilian Hell, Direktor der Wiener Sternwarte war der Ansicht, daß es sich um optische Täuschung handelt. (De Satellite Veneris, Wien 1765) Dennoch hielt sich das Gerücht weiter aufrecht. Denn 1768 gab es eine neue Sichtung von Horrebow. Und der deutsche Astronom Johann Heinrich Lambert (1728-1777) versuchte sogar schon die Bahnelemente des Venusmondes zu berechnen. Houzeau hatte eine ganz andere Theorie. Er glaubte, dass es sich um einen Planeten handeln könnte, dem er den Namen "Neith" gab.
Aber alle Versuche anderer Astronomen, den Planeten oder vermeintlichen Venustrabanten zu finden schlugen fehl. Erst gegen Ende des 19. Jahrhunderts wurden die dokumentierten Beobachtungen genauer untersucht. In mehreren Fällen konnte der hypothetische Mond eindeutig als Stern identifiziert werden.
"The problematical satellite of Venus" (08/1884, ADS)
"Montaigne's alleged observation of a satellite of Venus in 1761", Lynn, W. T.(01/1887, ADS)
 
 
Venus-Missionen

Am 14. Dezember 1962 passierte die erste Raumsonde (Mariner 2) erfolgreich unser Nachbargestirn und sendete wichtige Messdaten. 1970 gelang mit der russischen Sonde Venera 7 die erste Landung eines Raumfahrzeugs auf einem anderen Planeten. Venera 7 sendete 23min lang Daten von der Oberfläche der Venus. Am 22. Oktober 1975 landete Venera 9 auf Venus und sendete das erste Photo von der Oberfläche des Planeten zur Erde.

Diese und eine Reihe von anderen erfolgreichen Venus-Missionen brachten viele Erkenntnisse über die Geologie und Atmosphäre der Venus.
Venus ist ein unwirtlicher Planet, auf dem die Temperaturen Werte von ca. 470° erreichen. Diese hohen Temperaturen sind eine Folge des Treibhauseffekts, der durch einen sehr hohen CO2 Anteil (96,5%) in der Atmosphäre verursacht wird. Die Atmosphäre ist staubtrocken, es gibt kein Wasser und man vermutet, es regnet höchstens Schwefelsäuretröpfchen.
Während es knapp über der Oberfläche fast windstill ist, weht in etwa 50 km Höhe ein Wind mit um die 470 km/h. Der Atmosphärendruck am Boden beträgt etwa 92 bar, ist also 92 mal höher als auf der Erde. Dieser Wert entspricht einer Meerestiefe von 930 m.
 
 
85 % der Oberfläche der Venus besteht aus Ebenen vulkanischen Ursprungs, die restlichen 15 % werden durch Hochländer gebildet. Insgesamt gibt es drei gewaltige "Hochgebirge" (Terra). Die beiden wichtigsten Hochländer heißen Ishtar (Venus babylonisch) Terra und Aphrodite (griechische Liebesgöttin) Terra. Das dritte ist Lada Terra und liegt in der Nähe des Südpols. Mit Ausnahme der Maxwell Montes und einiger Krater wurden übrigens alle Strukturen auf der Venus mit weiblichen Namen benannt. Das Hochplateau Ishtar Terra hat etwa die Größe Australiens. Etwas östlich vom Zentrum des Ishtar liegen die Maxwell Montes, deren höchster Gipfel 11 km hoch ist. Aphrodite Terra ist etwa so groß wie Afrika. Insgesamt ist die Venus aber weniger gebirgig als die Erde. In der Aphrodite Region befindet sich der riesige steilwändige Graben Diana Chasma mit einer Breite von fast 300 km. Man fand viele Spuren vulkanischen Ursprungs, wie erstarrte Lavaflüsse und Schildvulkane. Aber nicht alle Formationen auf der Venus sind durch tektonische Vorgänge oder Vulkanismus entstanden. Die Raumsonde Magellan fand zahlreiche Krater, die von Impaktereignissen stammen. Der größte Krater, Mead, hat einen Durchmesser von 280 km. Die Kraterdichte ist aber deutlich geringer als auf Mond, Merkur oder Mars.

Bisherige Venussonden

Sputnik 7UdSSR1961Erste Venussonde; beschädigt im Erdorbit
Venera 1UdSSR1961Vermutlich Vorbeiflug in 100 000 km Abstand; Funkkontakt aber ein paar Tage nach Start verloren
Mariner 1USA1962Nach Start durch Funkbefehl zerstört
Mariner 2USA1964Vorbeiflug in 35 000 km Abstand
Mariner 5USA1966Vorbeiflug in 3950 km Abstand
Venera 2UdSSR1966Vermutlich Vorbeiflug in 24 000 km Abstand; Kontakt ein paar Tage nach Start verloren
Venerea 3UdSSR1966Eintritt in die Atmosphäre, keine Messdaten
Venera 4UdSSR1967Abstieg bis ca. 25 km über der Oberfläche
Venera 5UdSSR1969sendete 53 min lang während des Abstiegs durch die Atm.; harter Aufschlag?
Venera 6UdSSR1969sendete 51 min lang während des Abstiegs durch die Atm.; harter Aufschlag?
Venera 7UdSSR19701. weiche Landung auf Venus, 23min überlebt
Venera 8UdSSR1972Weiche Landung; sendete 50 min lang Daten von der Oberfläche
Mariner 10USA1974Vorbeiflug in 5870 km Abstand
Venera 9UdSSR1975Weiche Landung; 50 min lang Daten von der Oberfläche
Venera 10UdSSR1975Weiche Landung, 65min überlebt
Pioneer 1USA1978Venus Orbiter, bis 1992 funktionsfähig
Pioneer 2USA19784 Meßkapseln durchqueren Atmosphäre
Venera 11UdSSR1978sendete 99 min lang von der Oberfläche
Venera 12UdSSR1978sendete 110 min lang von der Oberfläche
Venera 13UdSSR1982Landung, 127min überlebt
Venera 14UdSSR1982Landung, 57min überlebt
Venera 15UdSSR1984Radarkartierung
Venera 16UdSSR1984Radarkartierung
Vega 1UdSSR1985Ballonsonde, die die Atmosphäre der Venus entlangflog und dabei auch erfolgreich eine Landekapsel absetzte
Vega 2UdSSR1985Wie Vega 1, nur auf der anderen Seite des Äquators.
MagellanUSA1989Bisher genaueste Radarkartierung
GalileoUSA1989Ein Vorbeiflug
CassiniUSA1998Ein Vorbeiflug
CassiniUSA1999Ein Vorbeiflug

Geplante Venus-Missionen

NASA Mercury Messenger: Start: Juni 2004; 3 flybys geplant.


Venus Express/ESA
Im November 2005 soll vom Baikonur Cosmodrome in Kazakhstan die erste europäische Venus Raumsonde starten. Venus Express ist ein Orbiter, der 2006 in eine elliptische Umlaufbahn 250x66 000 km einschwenken soll. Ziel der Venus Express-Mission ist vor allem eine umfassende Erforschung der Atmosphäre des Planeten. Es sollen aber zudem auch weitere Informationen zur Venusoberfläche gesammelt werden.

ISAS Planet-C: Start geplant für Feb. 2007: atmosphärische Untersuchungen und Suche nach Hinweisen für aktiven Vulkanismus.

Bepi Colombo/ESA: Start vermutlich September 2012

Venus in Zahlen
 

Durchmesser

12 104 km
Venus/Erde
0,950
Masse4,87 x 1024 kg0,815
Mittlere Dichte5243 kg/m30,96
Siderische Rotation243,01 Tage 
Synodische Rotation117 Tage 
Scheinbare Helligkeit-3m,9 bis -4m,7 
Scheinbarer Durchmesser des Planetenscheibchens10'' bis 63'' 
Oberflächentemperatur470° 
Mittlere Entfernung von der Sonne108,2 Mill. km 
Kleinste Entfernung von der Sonne107,5 Mill. km 
Größte Entfernung von der Sonne108,9 Mill. km 
Kleinste Entfernung von der Erde38,8 Mill. km 
Größte Entfernung von der Erde260,9 Mill. km 
Mittlere Umlaufzeit um die Sonne (siderische Periode)224,70 Tage 
Synodische Periode583,92 Tage 
Bahnneigung3°23'40'' 

Quelle: Astrowissen, Hans-Ulrich Keller

Als Besucher von der Erde hätten wir auf der Venus übrigens fast unser irdisches Körpergewicht, weil die Schwerkraft der Venus 91% der Erde beträgt. Am Mond hingegen würden wir nur auf ein Sechstel unseres irdischen Gewichts kommen.

Abbildung 1 Galileis Phasen der Venus
Bildquelle: http://userpage.fu-berlin.de/~history1/bs/
bs/jensd/16xx/1613.htm


Abbildung 2 Dieses Bild vom Pioneer Venus Orbiter (Feb. 5, 1979) zeigt die dicke Wolkendecke der Venus, die eine optische Beobachtung der Oberfläche verhindert.
Bildquelle: NSSDC Photo Gallery

Abbildung 3 Erste Bilder von der Venusoberfläche (Venera 9)
Bildquelle: NSSDC Image Catalog

Abbildung 4 Computergenerierte Ansicht auf Maat Mons
Bildquelle: NSSDC Photo Gallery


LINKS:

Venus Nomenklatur USGS

USGS Astrogeology: Venus

Rotierender Venusglobus von Calvin J. Hamilton

Animation der Venus Topographie von Grant L. Hutchison, NASA

Inneres Sonnensystem inkl. Marsorbit (aktuelle Planetenpositionen) von John Walker

Magellan Images

Venus NSSDC Photo Gallery

Venus Gallery JPL/NASA

Venus Gallery SSE/NASA

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