VENUS (PLANET): ENTDECKUNG, EIGENSCHAFTEN, ZUSAMMENSETZUNG, UMLAUFBAHN - ARTE - 2025

Die Venus ist der sonnennächste Planet im Sonnensystem und der Erde in Größe und Masse am ähnlichsten. Es ist als schöner Stern sichtbar, der hellste nach Sonne und Mond. Daher ist es nicht verwunderlich, dass es seit der Antike die Aufmerksamkeit der Beobachter auf sich gezogen hat.

Da die Venus zu bestimmten Jahreszeiten bei Sonnenuntergang und zu anderen Zeiten bei Sonnenaufgang erscheint, glaubten die alten Griechen, dass es sich um verschiedene Körper handelte. Als Morgenstern nannten sie es Phosphor und während des abendlichen Auftritts war es Hesperus.

Abbildung 1. Foto des Planeten Venus oben links neben dem Mond. Quelle: Pixabay.

Später versicherte Pythagoras, dass es der gleiche Stern war. Um 1600 v. Chr. Wussten die alten Astronomen von Babylon jedoch bereits, dass der Abendstern, den sie Ischtar nannten, derselbe war, den sie im Morgengrauen sahen.

Die Römer wussten es auch, obwohl sie den Erscheinungen am Morgen und am Abend weiterhin unterschiedliche Namen gaben. Auch die Maya und chinesischen Astronomen hinterließen Aufzeichnungen über die Beobachtungen der Venus.

Jede alte Zivilisation gab ihr einen Namen, obwohl am Ende der Name Venus vorherrschte, die römische Göttin der Liebe und Schönheit, die der griechischen Aphrodite und dem babylonischen Ischtar entspricht.

Mit dem Aufkommen des Teleskops wurde die Natur der Venus besser verstanden. Galileo beobachtete seine Phasen im frühen 17. Jahrhundert, und Kepler führte Berechnungen durch, mit denen er einen Transit für den 6. Dezember 1631 vorhersagte.

Ein Transit bedeutet, dass der Planet vor der Sonne vorbeiziehen kann. Auf diese Weise wusste Kepler, dass er den Durchmesser der Venus bestimmen konnte, aber er starb, bevor seine Vorhersage erfüllt wurde.

Später im Jahr 1761 konnten Wissenschaftler dank eines dieser Transite erstmals die Entfernung Erde-Sonne auf 150 Millionen Kilometer schätzen.

Allgemeine Eigenschaften der Venus

Abbildung 2. Animation der majestätischen Rotationsbewegung der Venus durch radarkonstruierte Bilder. Direkte Bilder der Venus sind aufgrund der dicken Wolkendecke, die sie umgibt, nicht leicht zu erhalten. Quelle: Wikimedia Commons. Henrik Hargitai. Obwohl die Dimensionen der Erde sehr ähnlich sind, ist die Venus keineswegs ein gastfreundlicher Ort, da ihre dichte Atmosphäre zunächst zu 95% aus Kohlendioxid besteht, der Rest aus Stickstoff und Spurenmengen anderer Gase. Wolken enthalten Schwefelsäuretröpfchen und winzige Partikel kristalliner Feststoffe.

Deshalb ist es der heißeste Planet im Sonnensystem, auch wenn er der Sonne nicht am nächsten ist. Der ausgeprägte Treibhauseffekt, der durch die dicke Atmosphäre verursacht wird, die reich an Kohlendioxid ist, ist für die extreme Hitze an der Oberfläche verantwortlich.

Eine weitere Besonderheit der Venus ist ihre langsame, rückläufige Drehung. Ein Reisender würde den Sonnenaufgang im Westen und den Sonnenuntergang im Osten beobachten, eine Tatsache, die dank Radarmessungen entdeckt wurde.

Wenn es lange genug bleiben würde, wäre der hypothetische Reisende sehr überrascht zu erkennen, dass der Planet länger braucht, um sich um seine Achse zu drehen, als um sich um die Sonne zu drehen.

Die langsame Rotation der Venus macht den Planeten nahezu perfekt kugelförmig und erklärt auch das Fehlen eines starken Magnetfelds.

Wissenschaftler glauben, dass das Magnetfeld der Planeten auf den Dynamoeffekt zurückzuführen ist, der mit der Bewegung des geschmolzenen Metallkerns verbunden ist.

Der schwache planetarische Magnetismus der Venus beruht jedoch auf der Wechselwirkung zwischen der oberen Atmosphäre und dem Sonnenwind, dem Strom geladener Teilchen, den die Sonne kontinuierlich in alle Richtungen emittiert.

Um das Fehlen einer Magnetosphäre zu erklären, betrachten Wissenschaftler Möglichkeiten wie die Tatsache, dass der Venus ein geschmolzener metallischer Kern fehlt oder dass dies möglicherweise der Fall ist, aber dass das Innere der Wärme nicht durch Konvektion transportiert wird, eine notwendige Bedingung für die Existenz der Dynamoeffekt.

Zusammenfassung der wichtigsten physikalischen Eigenschaften des Planeten

-Masse: 4,9 × 10 ²⁴ kg

- Äquatorialer Radius : 6052 km oder 0,9-facher Radius der Erde.

-Form: Es ist fast eine perfekte Kugel.

- Durchschnittliche Entfernung zur Sonne: 108 Millionen km.

- Umlaufbahnneigung : 3.394º in Bezug auf die Umlaufbahn der Erde.

-Temperatur: 464 ºC.

-Gravitation: 8,87 m / s ²

- Eigenes Magnetfeld: schwach, 2 nT Intensität.

-Atmosphäre: ja, sehr dicht.

-Dichte: 5243 kg / m ³

-Satelliten: 0

-Ringe: hat nicht.

Übersetzungsbewegung

Wie alle Planeten hat die Venus eine Translationsbewegung um die Sonne in Form einer elliptischen, fast kreisförmigen Umlaufbahn.

Einige Punkte in dieser Umlaufbahn führen dazu, dass die Venus der Erde sehr nahe kommt, mehr als jeder andere Planet, aber die meiste Zeit wird tatsächlich ziemlich weit von uns entfernt verbracht.

Abbildung 3. Die Translationsbewegung der Venus um die Sonne (gelb) im Vergleich zur Erde (blau). Quelle: Wikimedia Commons. Lookang vielen Dank an den Autor der Originalsimulation = Todd K. Timberlake Autor der Easy Java Simulation = Francisco Esquembre Der mittlere Radius der Umlaufbahn beträgt ungefähr 108 Millionen Kilometer, daher ist die Venus ungefähr 30% näher an der Sonne als die Erde. Ein Jahr auf der Venus dauert 225 Erdentage, da dies die Zeit ist, die der Planet benötigt, um eine vollständige Umlaufbahn zu erreichen.

Venus Bewegungsdaten

Die folgenden Daten beschreiben kurz die Bewegung der Venus:

-Mittelradius der Umlaufbahn: 108 Millionen Kilometer.

- Umlaufbahnneigung : 3.394º in Bezug auf die Umlaufbahn der Erde.

-Exzentrizität: 0,01

- Durchschnittliche Umlaufgeschwindigkeit : 35,0 km / s

- Übertragungszeitraum: 225 Tage

- Rotationszeitraum: 243 Tage (retrograd)

- Sonnentag : 116 Tage 18 Stunden

Wann und wie man die Venus beobachtet

Die Venus ist am Nachthimmel sehr leicht zu lokalisieren. Immerhin ist es das hellste Objekt am Nachthimmel nach dem Mond, da die dichte Wolkendecke, die es bedeckt, das Sonnenlicht sehr gut reflektiert.

Um Venus leicht zu finden, konsultieren Sie einfach eine der vielen spezialisierten Websites. Es gibt auch Smartphone-Apps, die Ihren genauen Standort angeben.

Da sich die Venus in der Erdumlaufbahn befindet, müssen Sie nach der Sonne suchen, nach Osten vor Sonnenaufgang oder nach Sonnenuntergang nach Westen.

Der optimale Moment für die Beobachtung ist, wenn sich die Venus zwischen der niedrigsten Konjunktion von der Erde aus und einer maximalen Dehnung gemäß dem folgenden Diagramm befindet:

Abbildung 4. Konjunktion eines Planeten, dessen Umlaufbahn innerhalb der Erdumlaufbahn liegt. Quelle: Astronomie für Dummies.

Wenn sich die Venus in einer niedrigeren Konjunktion befindet, ist sie näher an der Erde und der Winkel, den sie mit der Sonne bildet, von der Erde aus gesehen - Dehnung - beträgt 0º. Auf der anderen Seite lässt die Sonne es nicht zu, wenn es in überlegener Konjunktion ist.

Hoffentlich ist die Venus noch am helllichten Tag zu sehen und wirft in sehr dunklen Nächten ohne künstliches Licht einen Schatten. Es kann von Sternen unterschieden werden, weil seine Helligkeit konstant ist, während Sterne blinken oder funkeln.

Galileo erkannte als erster, dass die Venus Phasen durchläuft, ebenso wie der Mond - und Merkur - und bestätigte damit Copernicus 'Vorstellung, dass die Sonne und nicht die Erde das Zentrum des Sonnensystems ist.

Abbildung 5. Die Phasen der Venus. Quelle: Wikimedia Commons. abgeleitete Arbeit: Quico (Diskussion) Phases-of-Venus.svg: Nichalp 09:56, 11. Juni 2006 (UTC).

Drehbewegung

Die Venus dreht sich vom Nordpol der Erde aus gesehen im Uhrzeigersinn. Uranus und einige Satelliten und Kometen drehen sich ebenfalls in dieselbe Richtung, während sich die anderen Hauptplaneten, einschließlich der Erde, gegen den Uhrzeigersinn drehen.

Außerdem nimmt sich die Venus Zeit, um ihre Rotation durchzuführen: 243 Erdentage, der langsamste unter allen Planeten. Auf der Venus dauert ein Tag länger als ein Jahr.

Warum dreht sich die Venus in die entgegengesetzte Richtung wie die anderen Planeten? Wahrscheinlich drehte sich die Venus in ihren Anfängen schnell in die gleiche Richtung wie alle anderen, aber es muss etwas passiert sein, damit sie sich ändert.

Einige Wissenschaftler glauben, dass dies auf einen katastrophalen Einfluss zurückzuführen ist, den die Venus in ihrer fernen Vergangenheit mit einem anderen großen Himmelsobjekt hatte.

Mathematische Computermodelle legen jedoch die Möglichkeit nahe, dass chaotische atmosphärische Gezeiten den nicht erstarrten Mantel und Kern des Planeten beeinflusst haben und die Drehrichtung umkehren.

Möglicherweise spielten beide Mechanismen bei der Stabilisierung des Planeten im frühen Sonnensystem eine Rolle.

Der Treibhauseffekt auf die Venus

Auf der Venus gibt es keine klaren und klaren Tage, so dass es für einen Reisenden sehr schwierig sein wird, den Sonnenaufgang und den Sonnenuntergang zu beobachten, was allgemein als Tag bekannt ist: der Sonnentag.

Sehr wenig Sonnenlicht gelangt an die Oberfläche, da 85% vom Wolkendach reflektiert werden.

Der Rest der Sonnenstrahlung erwärmt die untere Atmosphäre und erreicht den Boden. Längere Wellenlängen werden von Wolken reflektiert und zurückgehalten, was als Treibhauseffekt bekannt ist. Auf diese Weise wurde die Venus zu einem riesigen Ofen mit Temperaturen, die Blei schmelzen können.

Praktisch überall auf der Venus ist es so heiß, und wenn sich ein Reisender daran gewöhnen würde, müsste er immer noch dem enormen atmosphärischen Druck standhalten, der 93-mal höher ist als der auf der Erde auf Meereshöhe, der durch die große 15 Kilometer lange Wolkenschicht verursacht wird. von Dicke.

Als ob das nicht genug wäre, enthalten diese Wolken Schwefeldioxid, Phosphorsäure und stark ätzende Schwefelsäure, alles in einer sehr trockenen Umgebung, da es keinen Wasserdampf gibt, nur eine kleine Menge in der Atmosphäre.

Obwohl die Venus von Wolken bedeckt ist, ist sie völlig trocken und nicht der Planet voller üppiger Vegetation und Sümpfe, den sich Science-Fiction-Autoren Mitte des 20. Jahrhunderts vorgestellt haben.

Wasser auf der Venus

Viele Wissenschaftler glauben, dass es eine Zeit gab, in der die Venus Ozeane mit Wasser hatte, weil sie in ihrer Atmosphäre geringe Mengen Deuterium gefunden haben.

Deuterium ist ein Wasserstoffisotop, das zusammen mit Sauerstoff sogenanntes schweres Wasser bildet. Wasserstoff in der Atmosphäre entweicht leicht in den Weltraum, aber Deuterium neigt dazu, Rückstände zu hinterlassen, was ein Hinweis darauf sein kann, dass in der Vergangenheit Wasser vorhanden war.

Die Wahrheit ist jedoch, dass die Venus diese Ozeane - falls sie jemals existierten - vor etwa 715 Millionen Jahren durch den Treibhauseffekt verloren hat.

Der Effekt begann, weil Kohlendioxid, ein Gas, das Wärme leicht einfängt, sich in der Atmosphäre konzentrierte, anstatt Verbindungen auf der Oberfläche zu bilden, bis das Wasser vollständig verdampfte und sich nicht mehr ansammelte.

Abbildung 6. Treibhauseffekt auf die Venus: Kohlendioxidwolken speichern Wärme und erwärmen die Oberfläche. Quelle: Wikimedia Commons. Der ursprüngliche Uploader war Lmb bei Spanish Wikipedia. / CC BY-SA (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/).

In der Zwischenzeit wurde die Oberfläche so heiß, dass der Kohlenstoff in den Gesteinen sublimierte und sich mit Luftsauerstoff zu mehr Kohlendioxid verband, was den Kreislauf befeuerte, bis sich die Situation verschlechterte.

Gegenwärtig verliert die Venus nach Angaben der Mission Pioneer Venus weiterhin Wasserstoff, so dass es unwahrscheinlich ist, dass sich die Situation umkehrt.

Komposition

Es gibt wenig direkte Informationen über die Zusammensetzung des Planeten, da seismische Geräte auf der korrosiven Oberfläche nicht lange überleben und die Temperatur ausreicht, um Blei zu schmelzen.

Es ist bekannt, dass Kohlendioxid in der Atmosphäre der Venus vorherrscht. Zusätzlich wurden Schwefeldioxid, Kohlenmonoxid, Stickstoff, Edelgase wie Helium, Argon und Neon, Spuren von Chlorwasserstoff, Fluorwasserstoff und Schwefelkohlenstoff nachgewiesen.

Die Kruste als solche ist reich an Silikaten, während der Kern sicherlich Eisen und Nickel enthält, wie die der Erde.

Die Venera-Sonden erkannten das Vorhandensein von Elementen wie Silizium, Aluminium, Magnesium, Kalzium, Schwefel, Mangan, Kalium und Titan auf der Oberfläche der Venus. Möglicherweise gibt es auch einige Eisenoxide und -sulfide wie Pyrit und Magnetit.

Interne Struktur

Abbildung 7. Abschnitt der Venus mit den Schichten des Planeten. Quelle: Wikimedia Commons. GFDL / CC BY-SA (https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0).

Informationen über die Struktur der Venus zu erhalten, ist eine Meisterleistung, wenn man bedenkt, dass die Bedingungen des Planeten so feindlich sind, dass die Instrumente in kurzer Zeit nicht mehr funktionieren.

Die Venus ist ein felsiger innerer Planet, und dies bedeutet, dass ihre Struktur im Wesentlichen dieselbe sein muss wie die der Erde, insbesondere wenn man berücksichtigt, dass beide im selben Bereich des planetarischen Nebels entstanden sind, aus dem das Sonnensystem hervorgegangen ist.

Soweit bekannt, besteht die Struktur der Venus aus:

-Ein Eisenkern, der im Fall der Venus einen Durchmesser von etwa 3000 km hat und aus einem festen und einem geschmolzenen Teil besteht.

-Der Mantel mit weiteren 3000 km Dicke und ausreichender Temperatur, damit geschmolzene Elemente vorhanden sind.

-Die Kruste mit einer variablen Dicke zwischen 10 und 30 km, hauptsächlich Basalt und Granit.

Geologie

Die Venus ist ein felsiger und trockener Planet, wie die Bilder von Radarkarten belegen, die am detailliertesten von Daten der Magellan-Sonde stammen.

Diese Beobachtungen zeigen, dass die Oberfläche der Venus relativ flach ist, wie durch die von dieser Sonde durchgeführte Altimetrie bestätigt wird.

Generell gibt es auf der Venus drei gut differenzierte Bereiche:

-Tiefland

–Depositionsebenen

-Highlands

70% der Oberfläche sind Ebenen vulkanischen Ursprungs, das Tiefland 20% und die restlichen 10% Hochland.

Im Gegensatz zu Merkur und Mond gibt es nur wenige Einschlagkrater, obwohl dies nicht bedeutet, dass Meteoriten nicht in die Nähe der Venus gelangen können, sondern dass sich die Atmosphäre wie ein Filter verhält und die ankommenden zerfällt.

Andererseits hat die vulkanische Aktivität wahrscheinlich die Beweise für alte Einflüsse gelöscht.

Auf der Venus gibt es viele Vulkane, insbesondere Schildvulkane wie die in Hawaii, die niedrig und groß sind. Einige dieser Vulkane bleiben wahrscheinlich aktiv.

Obwohl es keine Plattentektonik wie auf der Erde gibt, gibt es zahlreiche Unfälle wie Verwerfungen, Falten und Rifttäler (in denen sich die Kruste verformt).

Es gibt auch Bergketten: Die bekanntesten sind die Maxwell Mountains.

Das Terrae

Es gibt keine Ozeane auf der Venus, um Kontinente zu unterscheiden, aber es gibt ausgedehnte Hochebenen, Terra genannt - der Plural ist Terrae -, die als solche betrachtet werden könnten. Ihre Namen sind von Göttinnen der Liebe in verschiedenen Kulturen, die wichtigsten sind:

-Ishtar Terra, aus der australischen Weite. Es hat eine große Depression, die genau die Maxwell Mountains umgibt, benannt nach dem Physiker James Maxwell. Die maximale Höhe beträgt 11 km.

-Aphrodite Terra, viel umfangreicher, befindet sich in der Nähe des Äquators. Seine Größe ähnelt der von Südamerika oder Afrika und zeigt Hinweise auf vulkanische Aktivität.

Abbildung 8. Topografische Karte von Aphrodite Terra auf der Venus. Quelle: Wikimedia Commons. Martin Pauer (Power) / Public Domain.

Missionen zur Venus

Sowohl die Vereinigten Staaten als auch die ehemalige Sowjetunion sandten in der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts unbemannte Missionen zur Erkundung der Venus.

Bisher wurden in diesem Jahrhundert Missionen der Europäischen Weltraumorganisation und Japans hinzugefügt. Aufgrund der feindlichen Bedingungen auf dem Planeten war dies keine leichte Aufgabe.

Jakobsmuschel

Die Venera-Weltraummissionen, ein anderer Name für Venus, wurden von 1961 bis 1985 in der ehemaligen Sowjetunion entwickelt. Von diesen gelang es 1970 insgesamt 10 Sonden, die Oberfläche des Planeten zu erreichen, die erste war Venera 7.

Die von der Venera-Mission gesammelten Daten umfassen Messungen von Temperatur, Magnetfeld, Druck, Dichte und Zusammensetzung der Atmosphäre sowie Bilder in Schwarzweiß (Venera 9 und 10 1975) und später in Farbe (Venera 13 und 14 1981) ).

Abbildung 9. Replik der Venera-Sonde. Quelle: Wikimedia Commons. Armael / CC0.

Unter anderem wurde dank dieser Sonden festgestellt, dass die Atmosphäre der Venus hauptsächlich aus Kohlendioxid besteht und dass die obere Atmosphäre aus schnellen Winden besteht.

Seemann

Die Mariner-Mission startete mehrere Sonden, von denen die erste 1962 Mariner 1 war und fehlschlug.

Als nächstes gelang es Mariner 2, die Umlaufbahn der Venus zu erreichen, um Daten aus der Atmosphäre des Planeten zu sammeln, die Intensität des Magnetfelds und die Oberflächentemperatur zu messen. Er bemerkte auch die rückläufige Rotation des Planeten.

Mariner 10 war die letzte Sonde auf dieser Mission, die 1973 gestartet wurde und aufregende neue Informationen von Merkur und Venus lieferte.

Mit dieser Sonde konnten 3000 Fotos mit ausgezeichneter Auflösung erhalten werden, da sie sehr nahe, etwa 5760 km von der Oberfläche entfernt, passierte. Es gelang auch, Videos der Venuswolken im Infrarotspektrum zu übertragen.

Pionier Venus

1979 erstellte diese Mission mithilfe von Radar eine vollständige Karte der Oberfläche der Venus durch zwei Sonden im Orbit über dem Planeten: Pioneer Venus 1 und Pioneer Venus 2. Sie enthielt Geräte zur Durchführung von Atmosphärenuntersuchungen, zur Messung des Magnetfelds und zur Durchführung von Spektrometrie. und mehr.

Magellan

Diese Sonde, die 1990 von der NASA über das Space Shuttle Atlantis gesendet wurde, erhielt sehr detaillierte Bilder der Oberfläche sowie eine große Menge von Daten zur Geologie des Planeten.

Diese Informationen bestätigen die Tatsache, dass der Venus, wie bereits erwähnt, die Plattentektonik fehlt.

Abbildung 10. Die Magellan-Sonde kurz vor ihrem Start im Kennedy Space Center. Quelle: Wikimedia Commons.

Venus Express

Es war die erste Mission der Europäischen Weltraumorganisation zur Venus und dauerte von 2005 bis 2014, bis 153 die Umlaufbahn erreichten.

Die Mission war verantwortlich für die Untersuchung der Atmosphäre, in der sie reichlich elektrische Aktivität in Form von Blitzen feststellten, sowie für die Erstellung von Temperaturkarten und die Messung des Magnetfelds.

Die Ergebnisse deuten darauf hin, dass die Venus in der fernen Vergangenheit möglicherweise Wasser hatte, wie oben erläutert, und dass auch eine dünne Schicht aus Ozon und atmosphärischem Trockeneis vorhanden war.

Venus Express entdeckte auch Orte, sogenannte Hot Spots, an denen die Temperatur noch wärmer ist als anderswo. Wissenschaftler glauben, dass sie Orte sind, an denen Magma aus der Tiefe an die Oberfläche steigt.

Akatsuki

Es wurde auch Planet-C genannt und wurde 2010 als erste japanische Sonde auf die Venus gebracht. Er hat spektroskopische Messungen sowie Untersuchungen der Atmosphäre und der Windgeschwindigkeit durchgeführt, die in der Nähe des Äquators viel schneller sind.

Abbildung 11. Künstlerische Darstellung der japanischen Akatsuki-Sonde zur Erforschung der Venus. Quelle: NASA über Wikimedia Commons.

Verweise

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