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Advance in science comes by laying brick upon brick, not by sudden
erection of fairy palaces.
- J. S. Huxley
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.
| Animationen der Venus |
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| Ansichten der Venus |
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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
Venerische topographische Karte
Die venerische Topographie
Zylindrische Karte der Venus
Der Gula Mons und der Krater Cunitz
Eistla Regio - Grabenbruch
Die Eistla Regio
Die Lakshmi-Ebene
Dreidimesionaler perspektivischer Blick auf die Alpha Regio
Arachnoiden
Parallele Linien
Oberflächenfotos von Venera 9 und 10
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 |
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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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