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Venus [1]
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Venus in natürlichen Farben, aufgenommen von Mariner 10
Eigenschaften des Orbits [1]
Große Halbachse 0,723 AE

(108,16 Mio. km)

Perihel – Aphel 0,718 – 0,728 AE
Exzentrizität 0,0068
Neigung der Bahnebene 3,395°
Siderische Umlaufzeit 224,701 d
Synodische Umlaufzeit 583,92 d
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit 35,02 km/s
Kleinster – größter Erdabstand 0,256 – 1,744 AE
Physikalische Eigenschaften [1]
Äquator- – Poldurchmesser* 12.103,6 – 12.103,6 km
Masse 4,869 ·1024 kg
Mittlere Dichte 5,243 g/cm3
Fallbeschleunigung* 8,87 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit 10,36 km/s
Rotationsperiode 243 d 27 min
Neigung der Rotationsachse 177,36°
Geometrische Albedo 0,65
Max. scheinbare Helligkeit −4,6m
Eigenschaften der Atmosphäre
Druck* 92 bar
Temperatur*

Min. – Mittel – Max.

710 K (+437 °C)
737 K (+464 °C)
770 K (+497 °C)
Hauptbestandteile
*bezogen auf das Nullniveau des Planeten
Sonstiges
[3]
Größenvergleich zwischen Venus (links als Radarkarte) und Erde

Die Venus ist mit einer durchschnittlichen Sonnenentfernung von 108 Millionen km der zweitinnerste und mit einem Durchmesser von ca. 12.100 km der drittkleinste Planet des Sonnensystems. Sie zählt zu den vier erdähnlichen Planeten, die auch terrestrische oder Gesteinsplaneten genannt werden.

Venus ist der Planet, der auf seiner Umlaufbahn der Erdbahn mit einem minimalen Abstand von 38 Mio. km am nächsten kommt. Sie hat fast die gleiche Größe wie die Erde, unterscheidet sich aber in Bezug auf die Geologie und vor allem hinsichtlich ihrer Atmosphäre.

Nach dem Mond ist sie das hellste natürliche Objekt am Dämmerungs- oder nächtlichen Sternenhimmel. Da die Venus als einer der unteren Planeten morgens oder abends am besten sichtbar ist und nie gegen Mitternacht, wird sie auch Morgenstern sowie Abendstern genannt. Sie ist auch gut am Taghimmel beobachtbar, schon mit kleinen Fernrohren – und öfter sogar mit freiem Auge. Näheres dazu im Hauptartikel Tagbeobachtung.

Das astronomische Symbol des Planeten Venus gilt als stilisierte Repräsentation des Handspiegels der namensgebenden römischen Liebesgöttin Venus:

Spekulationen über Leben in der AtmosphäreBearbeiten

Es gibt eine Spekulation, dass es in der Venusatmosphäre Leben geben könnte. Dies könnte unter anderem das Fehlen oder das Vorhandensein bestimmter Gase erklären. Darüber hinaus fand die Pioneer-Venus-Eintauchkapsel in den Wolken Partikel in Bakteriengröße.

AtmosphäreBearbeiten

Die Atmosphäre der Venus besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid. Stickstoff macht 3,5 % aus, Schwefeldioxid (150 ppm), Argon (70 ppm) und Wasser (20 ppm) kommen in Spuren vor. Die absolute Menge des Stickstoffs entspricht aufgrund der großen Gesamtmasse der Atmosphäre etwa dem Fünffachen in der Erdatmosphäre. Die Masse der Venusatmosphäre beträgt rund das 90-fache der Lufthülle der Erde und bewirkt am mittleren Bodenniveau einen Druck von 92 bar. Dies kommt dem Druck in gut 910 m Meerestiefe gleich. Die Dichte der Atmosphäre ist an der Oberfläche im Mittel etwa 50 Mal so hoch wie auf der Erde.

Die Hauptmasse der Atmosphäre mit rund 90 Prozent reicht von der Oberfläche bis in eine Höhe von 28 Kilometern. Die Masse dieses Gasozeans entspricht etwa einem Drittel der Masse des irdischen Weltmeeres. Dieser dichten Dunstschicht weit unterhalb der Wolkendecke sind wahrscheinlich auch die von verschiedenen Sonden registrierten elektromagnetischen Impulse zuzuordnen, die für sehr häufige Blitzentladungen sprechen. Innerhalb der Wolken hätten von Gewittern aufleuchtende Blitze bei Nacht auffallen müssen, aber auf der Nachtseite der Venus konnten keine entsprechenden Leuchterscheinungen beobachtet werden. Über den Wolken reichen äußere Dunstschichten bis in eine Höhe von etwa 90 Kilometern. Rund 10 km höher endet die Troposphäre. In der darüberliegenden, etwa 40 km dicken, Mesosphäre erreicht die Temperatur Tiefstwerte von rund −100 °C. In dem anschließenden Stockwerk, der Thermosphäre, steigt die Temperatur infolge der Absorption der Sonnenstrahlung. Minusgrade herrschen insgesamt nur am Grund der Thermosphäre bis hinunter in die oberen Wolkenlagen. Die Exosphäre als äußerste Atmosphärenschicht erstreckt sich in einer Höhe von etwa 220 bis 250 Kilometern. [4][5]Die strukturlose Venussichel, aufgenommen von Pioneer Venus 1.Die Atmosphäre der Venus ist von außen völlig undurchsichtig. Das liegt jedoch nicht so sehr an der Masse beziehungsweise der sehr hohen Dichte der Gashülle, sondern hauptsächlich an einer stets geschlossenen Wolkendecke. Diese befindet sich mit ihrer Unterseite in einer Höhe von etwa 50 km und ist rund 20 km dick. Ihr Hauptbestandteil sind zu etwa 75 Masseprozent Tröpfchen aus Schwefelsäure. Daneben gibt es auch chlor- und phosphorhaltige Aerosole. In der unteren von insgesamt drei Wolkenschichten gibt es möglicherweise auch Beimengungen von elementarem Schwefel. Größere Tröpfchen der Schwefelsäure regnen ab, aber nur bis unweit der Unterseite der Wolkendecke, wo sie aufgrund der hohen Temperaturen verdampfen und sich anschließend in Schwefeldioxid, Wasserdampf und Sauerstoff zersetzen. Nachdem diese Gase bis in die obersten Wolkenbereiche aufsteigen, reagieren und kondensieren sie dort wieder zu Schwefelsäure. Der Schwefel wurde ursprünglich von Vulkanen in Form von Schwefeldioxid ausgestoßen.

Die sphärische Albedo der cremegelben und zumeist strukturlosen Wolkenoberfläche beträgt 0,75; das heißt, sie streut 75 % des von der Sonne praktisch parallel eintreffenden Lichts zurück. Die Erde reflektiert dagegen im Mittel nur 30,6 %. Die von der Venus nicht reflektierte Strahlung wird zu rund zwei Drittel von der Wolkendecke absorbiert. Diese Energie treibt die obersten äquatorialen Wolkenschichten zu einer Geschwindigkeit von etwa 100 m/s beziehungsweise 360 km/h, mit der sie sich immer in Rotationsrichtung der Venus in nur vier Tagen einmal um den Planeten bewegen. Die Hochatmosphäre rotiert somit rund 60 Mal so schnell wie die Venus selbst. Diese Erscheinung wird „Superrotation“ genannt. Der Grund dafür, warum die Auswirkungen gerade so und nicht anders ablaufen, ist – zumindest im Fall der Venus – noch nicht befriedigend geklärt. Die Phänomene der Venusatmosphäre werden derzeit mittels der Raumsonde Venus Express detailliert erforscht. Die einzigen anderen Beispiele für eine derart schnelle Atmosphärenzirkulation sind im Sonnensystem die Strahlströme in der höheren Atmosphäre der Erde und die Wolkenobergrenze des Saturnmondes Titan, dessen Stickstoff-Atmosphäre am Boden immerhin den anderthalbfachen Druck der irdischen Lufthülle hat. Eine Superrotation gibt es also nur bei den drei festen Weltkörpern des Sonnensystems, die eine dichte Atmosphäre besitzen.

WetterBearbeiten

Venus

Fast die gesamte Gashülle der Venus bildet große Konvektions- beziehungsweise Hadley-Zellen. 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. Die im ultravioletten Licht sichtbaren Strukturen der Wolkendecke haben daher die Form eines in Richtung der Rotation liegenden Y. Die ersten von Venus Express gelieferten Fotos zeigten – besonders deutlich im infraroten – einen sich dementsprechend über den größten Teil der beobachteten Südhemisphäre ausbreitenden Wolkenwirbel mit Zentrum über dem Pol. Detailliertere Beobachtungen des Südwirbels machten sein Zentrum als Doppelwirbel sichtbar.[4] Bilder der Sonde von September 2010 zeigten anstelle des rätselhaften Doppelwirbels einen einzelnen eigenartigen Strudel.[5]

In Bodennähe wurden bislang nur geringe Windgeschwindigkeit von 0,5 bis 2 m/s gemessen. Durch die hohe Gasdichte entspricht das auf der Erde immerhin der Windstärke 4, das heißt, es kommt einer mäßigen Brise gleich, die Staub bewegen kann. Von dem auf die Venus einfallenden Sonnenlicht erreichen nur zwei Prozent die Oberfläche und ergeben eine Beleuchtungsstärke von etwa 5000 Lux. Die Sichtweite dort beträgt wie an einem trüben Nachmittag rund drei Kilometer.

Die nicht von den Wolken reflektierte oder absorbierte Strahlung wird hauptsächlich von der unteren, sehr dichten Atmosphäre absorbiert und in thermische Strahlung des Infrarotbereichs umgewandelt. In diesem Wellenlängenbereich ist das Absorptionsvermögen des Kohlendioxids sehr groß und die Wärmestrahlung wird so gut wie vollständig von der unteren Atmosphärenschicht aufgenommen. Der starke Treibhauseffekt ist hauptsächlich durch die Masse an Kohlendioxid bedingt, aber auch die geringen Spuren von Wasserdampf und Schwefeldioxid haben daran einen wesentlichen Anteil. Er sorgt am Boden für eine mittlere Temperatur von 464 °C. Das liegt sehr weit über der ohne Treibhauseffekt berechneten Gleichgewichtstemperatur von −41 °C (232 K)[1] und auch 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 so 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 sehr gering sind. Ein Minimum von etwa 440 °C wird in Bodennähe nie unterschritten. Ausgenommen sind nur höhere Gebirgsregionen, so herrschen auf dem höchsten Gipfel 380 °C und ein Druck von 45000 hPa. Die Maxima betragen an den tiefsten Orten 493 °C und 119000 hPa. Ohne die Wolkendecke mit ihrem hohen Reflexionsvermögen wäre es auf der Venus noch erheblich heißer.