venus der zweite planet 

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venus (Planet) allgemein 

Der von der Sonne aus gesehen zweite Planet. Abgesehen von Sonne und Mond ist die Venus das hellste Objekt am Himmel. Man nennt sie auch Morgenstern (griechisch Phosphoros, lateinisch Lucifer), wenn sie vor Sonnenaufgang im Osten erscheint, und Abendstern (griechisch Hesperos), wenn sie nach Sonnenuntergang im Westen zu sehen ist. Die Venus kann wegen ihrer Nähe zur Sonne niemals mehr als drei Stunden vor Sonnenaufgang und niemals länger als drei Stunden nach Sonnenuntergang am Himmel sichtbar sein.
Mit Hilfe eines Teleskops kann man erkennen, dass die Venus Phasen hat, ähnlich wie der Mond. Als volle Scheibe ist sie am kleinsten, weil sie dann – von der Erde aus gesehen – hinter der Sonne steht, also am weitesten von uns entfernt ist. Die Venus hat bei zunehmender Phase ihre maximale Helligkeit und dabei die Größenklasse -4,4; sie ist dann 15mal heller als der hellste Fixstern. Die Phasen und Positionen der Venus am Himmel wiederholen sich mit einer synodischen Periode von 1,6 Jahren. Durchgänge der Venus vor der Sonne (von der Erde aus gesehen) sind selten und treten paarweise nach jeweils mehr als einem Jahrhundert auf. Das nächste Paar von Durchgängen wird in den Jahren 2004 und 2012 jeweils im Juni zu beobachten sein.

Abstand von der Sonne kleinster: mittlerer: grösster: Entfernung von der Erde kleinster: grösster: Masse (Erde=1): Radius (Erde=1): Dichte (Wasser=1):

107500000 km 108200000 km 108900000 km 41400000 km 257000000 km 0,82 0,95 0,95

Umlaufbahn/Rotation Rotationszeit: Sonnenumlaufzeit: Neigung der Bahn: Bahnexzentrität: Temperaturen: Anzahl Monde: Atmosphäre:

243,0 Tage 224,7 Tage 3,4° 0,01 460°C 0 Kohlendioxid, Stickstoff;

erforschung

Weil die Venus vollständig von Wolken bedeckt ist und eine hohe Atmosphäre hat, kann ihre Oberfläche von der Erde aus nur schwer erforscht werden. Genauere Kenntnisse erhielt man in den letzten Jahren mit Hilfe von Raumsonden, insbesondere von solchen, die in die Venusatmosphäre eintauchten. Als erste Sonde flog die 1962 gestartete US-Raumsonde Mariner 2 dicht an der Venus vorbei, gefolgt von Mariner 5 (1967) und von Mariner 10 (1974). Die Sowjetunion setzte Sonden auf der Venus ab. Zu nennen sind hier die Sonden Venera 4 bis 16 von 1967 bis 1983. Die Sonden Vega 1 und 2, die 1984 zum Halleyschen Kometen starteten, flogen auch an der Venus vorbei und setzten Landekapseln auf ihr ab, von denen einige unversehrt die Venusoberfläche erreichten. Die USA starteten 1978 zwei Pioneer-Venus-Missionen. Bei der zweiten wurden vier Sonden auf die Oberfläche niedergebracht, während die weiter kreisende Raumsonde die obere Atmosphäre erforschte. Pioneer Venus 1 befindet sich auf einer Umlaufbahn um die Venus und sendet weiter Messdaten zur Erde. Die Sonde Magellan, 1989 Richtung Venus gestartet, sandte seit 1990 Radarbilder zur Erde. Aus ihnen erhielt man mit Hilfe spezieller Computerprogramme eindrucksvolle dreidimensionale Aufnahmen der Venusoberfläche.

atmosphäre

Die Venus hat eine Oberflächentemperatur von rund 460 °C oder 736 K. Der Atmosphärendruck am Boden ist etwa 96mal so hoch wie auf der Erde. Die untere Venusatmosphäre ist wolkenarm und besteht zu 96 Prozent aus Kohlendioxid (CO2) und zu 3,5 Prozent aus Stickstoff (N2). Eine Wolkenschicht setzt in etwa 50 Kilometer Höhe an und reicht bis etwa 70 Kilometer Höhe, die Wolkentröpfchen bestehen vor allem aus Schwefelsäure. Veränderungen des Schwefeldioxid- bzw. Schwefelsäuregehalts der Atmosphäre lassen vulkanische Aktivitäten auf der Venus vermuten.
An den oberen Wolken kann man bestimmte Wolkenmuster und Wetterbedingungen beobachten und daraus Rückschlüsse auf die Windgeschwindigkeiten ziehen. Diese erreichen in den oberen Schichten Werte von rund 360 Kilometern pro Stunde. Sie umwehen den gesamten Planeten, sind also in allen geographischen Breiten nachweisbar, vom Äquator bis zu den Polen. Aus den Flugbahnen gelandeter Sonden konnte man schließen, dass die Windgeschwindigkeiten in den höheren Schichten zwar sehr hoch sind, dass jedoch weit mehr als die Hälfte der äußerst dichten Venusatmosphäre nahe der Oberfläche sehr ruhig ist. Vom Boden bis in eine Höhe von zehn Kilometern beträgt die Windgeschwindigkeit nur etwa drei bis 18 Kilometer pro Stunde. Die heftigeren Winde weiter oben beruhen vermutlich auf einer Impulsübertragung von der dichteren, langsamen unteren Atmosphäre auf die höhere Atmosphäre, wo die Dichte viel geringer ist; wegen der Impulserhaltung ist die Geschwindigkeit hier viel höher.
Die obere Atmosphäre und die Ionosphäre der Venus konnten mit Hilfe der Sonde Pioneer Venus 1 eingehend untersucht werden, die einmal pro Tag diesen Teil der Atmosphäre durchflog. Die Nachtseite der Venus ist in großer Höhe extrem kalt. (Die Temperatur beträgt auf der Tagseite rund 40 °C und auf der Nachtseite rund -170 °C.)
Die Venus besitzt kein eigenes Magnetfeld. Jedoch scheint der Sonnenwind aufgrund seiner bewegten elektrischen Ladungen eine induzierte Magnetosphäre zu erzeugen.

oberfläche

Die Venus rotiert sehr langsam um ihre Achse, und zwar gegenläufig zum Drehsinn der Erde. Sie wendet der Erde stets dieselbe Seite zu, wenn sich die beiden Planeten einander auf die kürzeste Entfernung nähern.
Aus den von der Raumsonde Pioneer Venus 1, von sowjetischen Sonden und von Radioteleskopen auf der Erde gesammelten Daten kann man schließen, dass die Venusoberfläche eine hügelige Ebene ist, die von zwei kontinentgroßen Hochländern – Ishtar Terra und Aphrodite Terra – unterbrochen wird.
Mit Hilfe der leistungsfähigeren Radargeräte an Bord der Sonde Magellan konnte man riesige Vulkane mit erstarrten Lavaflüssen erkennen und ein ausgedehntes Gebiet mit Meteoritenkratern. Der größte von ihnen hat einen Durchmesser von rund 160 Kilometern, und der kleinste misst rund fünf Kilometer. Die Auflösung der Radarbilder ist so gut, dass man noch kleinere Krater entdecken könnte, wenn solche vorhanden wären. Jedoch verhindert die hohe Dichte der Venusatmosphäre, dass kleinere Meteoriten bis zur Oberfläche gelangen; sie verdampfen vorher.
In letzter Zeit ergaben sich Hinweise darauf, dass die Venus zumindest in früheren Perioden starke tektonische Aktivitäten aufwies. Zu den Anzeichen dafür gehören Gebirgskämme, Cañons, eine rund 1 400 Kilometer lange wannenförmige Vertiefung der Oberfläche sowie ein gigantischer Vulkankrater, dessen Boden einen Durchmesser von über 700 Kilometern hat. Die sowjetischen Sonden funkten Bilder der Gegenden zur Erde, in denen sie gelandet waren, und maßen auch die natürliche Radioaktivität des Gesteins. Diese Radioaktivität ähnelt der unseres Granits. Das lässt vermuten, dass sich das Gesteinsmaterial der Venus infolge vulkanischer Aktivität in Gesteine mit unterschiedlichen chemischen Zusammensetzungen aufspaltete.