Venus (Planet)

Venus im sichtbaren Licht, aufgenommen von der Sonde Galileo Venus im sichtbaren Licht, aufgenommen von der Sonde Galileo
Venus im sichtbaren Licht, aufgenommen von der Sonde Galileo
Eigenschaften des Orbits
Aphel	108,94 Mio. km 0,728 AE
Große Bahnhalbachse	108,21 Mio. km 0,723 AE
Perihel	107,48 Mio. km 0,718 AE
Numerische Exzentrizität	0,0068
Siderische Umlaufperiode	224,701 Tage
Synodische Umlaufperiode	583,924 Tage
Mittlere Umlaufgeschwindigkeit	35,0214 km/s
Inklination	3,39471°
Abstand des Perihels vom aufsteigenden Knoten	131,43°
Kleinster Abstand zur Erde	38,3 Mio. km
Größter Abstand zur Erde	260,9 Mio. km
Physikalische Eigenschaften
Äquatordurchmesser	12.103,6 km
Poldurchmesser	12.103,6 km
Oberflächeninhalt	460,2 Mio. km² (0,902fache der Erde)
Masse	4,8685 × 10²⁴ kg (0,815 Erdenmassen)
Mittlere Dichte	5,243 g/cm³
Ø Fallbeschleunigung an der Oberfläche	8,87 m/s² (0,905fache der Erde)
Fluchtgeschwindigkeit	10,36 km/s
Rotationsperiode	243 Tage u. 26,9 Min. (-243,0187 Tage, rückläufig)
Rotationsgeschwindigkeit am Äquator	6,52 km/h 1,81 m/s
Neigung der Rotationsachse	177,36°
Sphärische Albedo Geometrische Albedo	0,76 0,65
Mittlere Temperatur an der Oberfläche	740 K
Eigenschaften der Atmosphäre
Höhe	250 km
Mittlerer Druck an der Oberfläche	92 bar
Kohlendioxid	96,5 %
Stickstoff	3,5 %
Schwefeldioxid	150 ppm
Argon	70 ppm
Wasser	20 ppm
Kohlenmonoxid	17 ppm
Helium	12 ppm
Neon	7 ppm

Die Venus ist nach dem Merkur der zweitinnerste Planet sowie der sechstgrößte des Sonnensystems. Sie kommt auf ihrer Umlaufbahn der Erde am nächsten und hat fast die gleiche Größe. Nach dem Mond ist sie das hellste Objekt am Nachthimmel. Da sie als einer der inneren Planeten morgens und abends am besten sichtbar ist und nie gegen Mitternacht, wird die Venus auch Morgenstern bzw. Abendstern genannt. Sie zählt zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten.

Das Zeichen des Planeten Venus ist das aus der Biologie bekannte Symbol für das weibliche Geschlecht. Es steht auch für die Weiblichkeit als solche und gilt als stilisierte Darstellung des Handspiegels der Göttin Venus:

Aufbau

Im ganzen Sonnensystem sind sich im Allgemeinen keine zwei Planeten so ähnlich wie die Venus und die Erde. Oft werden die beiden Planetenschwestern auch als Zwillinge bezeichnet. Doch so sehr sie sich in der Masse und in der chemischen Zusammensetzung auch gleichen, unterscheiden sich die Oberflächen beider Planeten doch stark.

Atmosphäre

Die Atmosphäre der Venus besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid. Zu einem kleinen Teil von 3,5 % ist auch Stickstoff enthalten. Die absolute Menge des Stickstoffs entspricht aufgrund der großen Gesamtmasse immerhin etwa dem Fünffachen in der Erdatmosphäre. Die Masse der Venusatmosphäre beträgt rund das 90fache der Lufthülle der Erde und bewirkt am mittleren Bodenniveau einen Druck von 92 bar. Das kommt dem Druck in gut 900 m Meerestiefe gleich. Die Dichte der Atmosphäre ist an der Oberfläche im Mittel zirka 50 mal so hoch wie auf der Erde.

Die Hauptmasse der Atmosphäre mit rund 90 % reicht von der Oberfläche bis in eine Höhe von 28 km. Die Masse dieses Gasozeans entspricht zirka einem Drittel der Masse des irdischen Weltmeeres. Dieser dichten Dunstschicht sind wahrscheinlich auch die von verschiedenen Sonden registrierten elektromagnetischen Impulse zuzuordnen, die für sehr häufige Blitzentladungen sprechen, denn in den Wolken auf der Nachtseite der Venus konnten keine von Gewittern aufleuchtende Blitze nachgewiesen werden. Über den Wolken reichen äußere Dunstschichten bis in eine Höhe von etwa 90 km. Rund 10 km höher endet die Troposphäre. In der darüber liegenden, zirka 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 den oberen Wolkenlagen. Die Exosphäre als äußerste Atmosphärenschicht erstreckt sich in einer Höhe von etwa 220 bis 250 km.

Die Atmosphäre der Venus ist von außen völlig undurchsichtig, das liegt jedoch nicht so sehr an der Masse bzw. der sehr hohen Dichte der Gashülle sondern hauptsächlich an einer stets geschlossenen Wolkendecke. Sie befindet sich 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.

Die sphärische Albedo der cremegelben und zumeist strukturlosen Wolkenoberfläche beträgt 0,76; das heißt, sie streut 76 % des von der Sonne praktisch parallel eintreffenden Lichts zurück. Die Erde reflektiert dagegen nur 39 %. 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 bzw. 360 km/h, mit der sie sich immer in Rotationsrichtung der Venus in nur 4 Tagen einmal um den Planeten bewegen. Die Hochatmosphäre rotiert somit rund 60 mal so schnell wie die Venus selbst. Diese Erscheinung wird „Superrotation“ genannt. Ihre Ursache ist zumindest im Fall der Venus unbekannt. Die einzigen anderen Beispiele im Sonnensystem sind die Strahlströme in der höheren Atmosphäre der Erde und die Wolkenobergrenze des Saturnmondes Titan, dessen Stickstoff-Atmosphäre am Boden immerhin den 1,5fachen Druck der irdischen Lufthülle hat. Eine Superrotation gibt es also nur bei den drei festen Weltkörpern des Sonnensystems, die eine dichte Atmosphäre besitzen.

Datei:Venus-pioneer-uv-black.jpg

Eine Aufnahme der Venus von Pioneer Venus Orbiter im ultravioletten Licht zeigt deutliche Wolkenstrukturen (in ausgesuchten Farben)

Die Gashülle der Venus bildet eine einzige Konvektionszelle. 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 (siehe Bild rechts). In Bodennähe wurden nur geringe Windgeschwindigkeit von 0,5 bis 2 m/s gemessen. Durch die hohe Gasdichte entspricht das auf der Erde immerhin der Windstärke 4, d. h. es kommt einer mäßigen Brise gleich, die Staub bewegen kann. Von dem auf die Venus einfallenden Sonnenlicht erreichen nur 2 % die Oberfläche und ergeben eine Beleuchtungsstärke von etwa 5.000 Lux. Die Sichtweite dort beträgt wie an einem trüben Nachmittag rund 3 km.

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 470 °C. Das liegt 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 auch derart 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 nur sehr gering sind. Ein Minimum von etwa 440 °C wird in Bodennähe nie unterschritten. Ohne die Wolkendecke mit ihrem hohen Reflexionsvermögen wäre es auf der Venus noch erheblich heißer.

Oberfläche


Die 180°- (li.) und die 0°-Hemisphäre
Die Gattungsbezeichnungen der IAU-Nomenklatur für die Topographie der Venus
Einzahl (Mehrzahl)	Kurzbeschreibung	Regel für die Individualnamen
Chasma (Chasmata)	steilwandig begrenztes Tal	Jagdgöttinnen
Collis (Colles)	Hügel	Meeresgöttinnen
Corona (Coronae)	“Einbruchkrater”	Göttinnen der Fruchtbarkeit
Dorsum (Dorsa)	Höhenrücken	Himmels- und Lichtgöttinnen
Farrum (Farra)	vulkanische Quellkuppe	Wassergöttinnen und Nymphen
Fluctus (Fluctus)	Lavastromfeld	Erdgöttinnen
Fossa (Fossae)	langes, schmales und flaches Tal	Kriegsgöttinnen und Walküren
Linea (Lineae)	lineare Oberflächenform	Kriegsgöttinnen und Amazonen
Mons (Montes)	Berg (Gebirge)	Göttinnen
Patera (Paterae)	unregelmäßiger, flacher Vulkankrater	Berühmte Frauen der Geschichte
Planitia (Planitiae)	Tiefebene mit Mareprägung	Mythologische Heldinnen
Planum (Plana)	Hochebene	Liebes- und Kriegsgöttin
Regio (Regiones)	Hochlage mit Kontinentalcharakter	Titaninnen
Rupes (Rupes)	Böschung, Steilwand	Heim- und Herdgöttinnen
Terra (Terrae)	große Hochlandmasse	Venus in anderen Sprachen
Tessera (Tesserae)	Hochlage mit Parkettstruktur	Schicksalsgöttinnen
Tholus (Tholi)	vulkanische Kuppel	Göttinnen
Unda (Undae)	wellige Oberflächenform	Wüstengöttinnen
Vallis (Valles)	Tal	Flussgöttinnen

Der Boden der Venus ist ständig dunkelrotglühend. Aufgrund der sehr hohen Temperatur gibt es keine Gewässer. Das Relief wird hauptsächlich von sanft gewellten Ebenen beherrscht. Mit verhältnismäßig geringen Niveauunterschieden von weniger als tausend Metern entsprechen sie dem globalen Durchschnittsniveau und bilden, relativ ähnlich dem Meeresspiegel der Erde, für alle Höhenangaben ein praktisches Bezugsniveau. Dieses Null-Niveau (Normalnull) der Venus entspricht einem Kugelradius von 6.051,8 km. Die Ebenen nehmen über 60 % der Oberfläche ein. Etwas weniger als 20 % sind bis zu 2 km tiefe Niederungen. Die verbleibenden 20 % sind Erhebungen, aber nur etwa 8 % entfallen auf ausgesprochene Hochländer, die sich mehr als 1,5 km über das Null-Niveau erheben. Die hypsografische Kurve der Höhenverteilung auf der Venus zeigt also kein zweites Hauptniveau wie im Fall der Erde, deren umfangreiche Oberkruste in Form der Kontinente neben den Ozeanböden rund ein Drittel der Oberfläche der Erdkruste bildet. Der Höhenunterschied zwischen dem niedrigsten und dem höchsten Punkt der Venusoberfläche beträgt etwa 12.200 m; das sind rund zwei Drittel des maximalen Höhenunterschiedes der Erdkruste mit etwa 19.880 m. Die Höhenangaben im Einzelnen sind für die Venus oft sehr unterschiedlich.

Alle Formationen auf der Venus tragen weibliche Namen, mit Ausnahme von Alpha Regio und Beta Regio – den von der Erde aus zuerst entdeckten Strukturen – sowie der Maxwell Montes. Letztere erhielten als die höchste Erhebung des Planeten ihren Namen zu Ehren von James Clerk Maxwell, der mit seinen Gleichungen der elektromagnetischen Wellen unter anderem auch eine Grundlage für die Radarerkundung der Venusoberfläche geschaffen hat.

Alle aktuellen Darstellungen des Reliefs basieren hauptsächlich auf den Radarmessungen mithilfe des Venus-Orbiters Magellan der NASA und geben somit Einzelheiten bis etwa 100 m Breite zu erkennen.

Hochländer

Die Hochlagen verteilen sich im Wesentlichen auf zwei kontinentartige Strukturen. Die umfangreichere von beiden, Aphrodite Terra, ist etwa so groß wie Südamerika und erstreckt sich in der Form eines Skorpions längs über etwa ein Drittel des Äquators. In seinem westlichen Teil hebt sich das Plateau Ovda Regio hervor, im nördlichen Zentrum Thetis Regio und im Osten Atla Regio. Das Land der Aphrodite ist Bestandteil des äquatorialen Hochlandgürtels, der sich mit einzelnen größeren Inseln bis etwa 45° nördlicher und südlicher Breite ausdehnt. Ein ganzes Stück nordwestlich von Aphrodite, zwischen dem 45. und dem 80. Breitengrad, liegt Ishtar Terra. Das Ishtar-Land ist nur ungefähr so groß wie Australien, doch auf ihm befinden sich die Maxwell-Berge, mit einer Gipfelhöhe von bis etwa 10.800 m. Der Mount Everest braucht sich aber mit seiner Höhe von 8.850 m über dem Meeresspiegel nicht hinter dem Maxwell-Gebirge zu verstecken, denn, wenn man die Größe des Himalaya auf analoge Weise an dem mittleren Krustenniveau der Erde misst, erreicht die höchste Erhebung der Erde sogar eine Höhe von etwa 11.280 m. Den Kern von Ishtar bildet im Westteil die auf der Venus einzigartige, relativ flache Hochebene Lakshmi Planum mit den zwei großen vulkanischen Einsenkungen Colette Patera und Sacajawea Patera. Die Hochebene liegt etwa 4 km über dem Durchschnittsniveau und wird von den höchsten Kettengebirgen des Planeten begrenzt. Im Süden von den Danu Montes, im Westen von den höheren Akna Montes, im Nordwesten von den mit 6,5 km noch höheren Freyja Montes und schließlich im Osten von den Maxwell Montes. In den Maxwell-Bergen liegt der Einschlagkrater Cleopatra, mit einem Durchmesser von 104 km die achtgrößte Impaktstruktur auf der Venus. Aufgrund dieser Lage dachte man beim Anblick der ersten, noch unscharfen Radarbilder, dass es sich um einen Vulkankrater handelt. Auf vielen Bergzügen wurden radarhelle „Schneekappen“ festgestellt, die in Anbetracht der dort herrschenden Bedingungen sehr wahrscheinlich aus einer dünnen Niederschlagsschicht der Schwermetallsalze Bleisulfid und Bismutsulfid bestehen. Der Ostteil von Ishtar, mit dem Namen Fortuna Tessera, ist ein hügeliges, tessera-artiges Plateau mit einer Höhe von bis etwa 2,5 km über Normal-Null.

Die Hochlagen der Tesserae (griech. soviel wie „Mosaik“) gehören zu den Sonderformen des Venusreliefs. Sie bestehen aus parkettmusterartig gebrochenen Blöcken mit jeweils bis über 20 km Breite, die anscheinend durch tektonische Spannungen deformiert worden sind. Diese mitunter auch „Würfelländer“ genannten Hochlagen nehmen große Teile im Westen und Norden von Aphrodite sowie im Norden und vor allem im Osten von Ishtar ein. Daneben ragen sie auch als Inseln aus den Tiefländern empor, wie die drei größeren Einheiten Alpha Regio, mit einem Durchmesser von etwa 1.300 km, sowie Phoebe Regio und Tellus Tessera, die alle zum äquatorialen Hochlandgürtel zählen.

Einschlagkrater

Datei:Venus Eistla Regio.jpg

Das computergenerierte Bild des Orbiters Magellan zeigt zwanzigfach überhöht eine perspektivische Sicht auf den 48,5 km großen Krater Cunitz. Links im Hintergrund ist der Schildvulkan Gula Mons zu sehen.

Die Anzahl der Einschlagkrater auf der Venusoberfläche beträgt gerade einmal 963 Exemplare. Das sind etwa so viel wie auf der Landfläche der Erde. Wegen der sehr dichten Atmosphäre wurde auf der Venus eine noch weit geringere Zahl angenommen. Ihre Durchmesser liegen in dem Bereich zwischen 1 und 300 km. In dieser Größe gibt es dagegen allein auf der vierundzwanzig mal kleineren Vorderseite des Mondes, trotz der großen, von Lava weitgehend geglätteten Marebecken, rund hundert mal so viele. Auf dem Mond gibt es übrigens sogar mehr Krater als auf dem Mars, unter anderem aufgrund dessen fast völlig geglätteter Nordhalbkugel. Da der Mond auch keine Atmosphäre besitzt, und seine Oberfläche daher auch keiner entsprechenden Erosion ausgesetzt ist, gelten seine auch mit noch viel kleineren Einschlagstrukturen praktisch lückenlos besetzten und noch völlig erhaltenen Hochländer auf der Grundlage der chemischen Altersbestimmung der Mondgesteine als der klassische Vergleichsmaßstab für die Altersabschätzung anderer Planeten- und Mondoberflächen. Würde die Kraterhäufigkeit auf dem Mond jener der Venus entsprechen, so hätte er insgesamt nur 80 Exemplare zu bieten.

Die acht größten Krater der Venus
Name	Durchmesser (km)	Koordinaten Breite (°); Länge (°)
Mead	280	12,5 N; 057,4 O
Isabella	175	29,7 S; 204,1 O
Klenova	125	78,1 N; 104,2 O
Cochran	124	52,0 N; 142,6 O
Stanton	110	23,4 S; 199,9 O
Baker	105	62,6 N; 040,5 O
Rosa Bonheur	105	09,8 N; 288,7 O
Cleopatra	104	66,0 N; 008,0 O

Die Venuskrater sind für ihre geringe Anzahl erstaunlich gleichmäßig über die Oberfläche verteilt. Da nur größere Meteoroiden die sehr dichte Atmosphäre durchdringen und auch solche Einschlagstrukturen erzeugen können, gibt es keine Kraterdurchmesser unter 1,5 km, sondern an Stelle dessen nur so etwas wie „Schmauchspuren“. Kleinere Krater sind oft von einem radardunklen, also glatten Terrain umgeben, das wahrscheinlich auf die Druckwelle des Einschlags zurückzuführen ist; in manchen solcher kreisförmigen Flächen ist jedoch kein Zentralkrater zu erkennen. Der mit Abstand größte Venuskrater Mead hat einen Durchmesser von etwa 280 km. Ihm folgen in dem Größenbereich von über 100 km sieben weitere Exemplare. Das Fehlen von Kratern mit größeren Ausmaßen, wie auf dem Mond, dem Mars und auch auf dem Merkur, wo sie in den jeweils markantesten Fällen sogar Durchmesser bis weit über 1.000 bzw. 2.000 km erreichen, wird ebenso mit der hohen Atmosphärendichte erklärt. Das Relief aller Einschlagkrater auf der Venus ist sehr flach.

Etwa 85 % der Venusoberfläche bestehen aus deutlichen Spuren einer flächendeckenden Magmaförderung. Die meisten Krater sind davon aber nicht in Mitleidenschaft gezogen worden, sie sind demnach erst später entstanden. Das hat hinsichtlich ihrer spärlichen und sehr gleichmäßigen Verteilung im Vergleich mit der Mondoberfläche zu dem Schluss geführt, dass die derzeitige Oberfläche der Venus erst etwa 500 bis 800 Millionen Jahre alt und aus umfassenden sowie relativ raschen Lavafluten hervorgegangen ist, die das alte Relief überdeckt haben. Diese Auffassung gipfelt in der Erklärung der amerikanischen Wissenschaftler Gerald G. Schaber und Robert G. Strom, dass die vulkanische Wärmefreisetzung der Venus nicht kontinuierlich wie auf der Erde abläuft, sondern in großen periodischen Schüben erfolgt. Das würde bedeuten, dass die Lithosphäre der Venus wesentlich dicker ist als die der Erde und dadurch einen relativ ungehinderten Wärmestrom nicht zulässt sondern über längere Zeit aufstaut, bis er sich mit aller Gewalt in Form von starken tektonischen Aktivitäten und einem heftigen Vulkanismus global Bahn bricht.

Coronae und Arachnoiden

Arachnoid auf einer Radaraufnahme der Venus

Als besonderes Zeichen dieses Umbruchs werden die einzigartigen Coronae (lat. „Kronen“) und Arachnoiden (lat. „Spinnen“) angesehen. Es sind die charakteristischsten Gebilde auf der Venus. Sie befinden sich zu Hunderten in den Tiefebenen, häufen sich in der Äquatorialzone und prägen dort auch große Teile des Landes der Aphrodite. Aufgrund ihres Äußeren, das am ehesten den Eindruck von eingesunkenen und deformierten Vulkanen erweckt, werden sie mitunter als Einbruchkrater bezeichnet. Einer anderen Erklärung zufolge kann es sich auch um Einschlagstrukturen handeln. Die kreisförmigen und ovalen Gebilde beinhalten ein flaches, unter dem Umgebungsniveau liegendes, welliges Becken mit einem niedrigen, breiten und leicht gewölbten Rand, der von einem breiten Graben mit konzentrischen Brüchen und Gebirgskämmen umgeben ist.

Die größten Coronae ab 600 km
Name	Durchmesser (km)	Koordinaten Breite (°); Länge (°)
Artemis	2.600	35,0 S; 135,0 O
Heng-o	1.060	02,0 S; 355,0 O
Zisa	850	12,0 N; 221,0 O
Ceres	675	16,0 S; 151,5 O
Pölöznitsa	675	00,5 N; 302,0 O
Atete	600	16,0 S; 243,5 O
Beiwe	600	52,6 N; 306,5 O
Maram	600	07,5 S; 221,5 O

Die kleinsten Durchmesser betragen etwa 40 km. Den mit Abstand größten Durchmesser von etwa 2.600 km besitzt Artemis Corona mit dem ringförmigen Grabensystem Artemis Chasma. Das Riesengebilde liegt im Land der Aphrodite, im Süden des Zentralbereichs. In den meisten Fällen misst die Spannweite zwischen 100 und 400 km. Die Arachnoiden sind zumeist etwas kleiner als die Coronae und sind zusätzlich von radialen Rissen durchzogen, deren Muster an eine langbeinige Spinne in ihrem Netz erinnert.

Manche Geologen vermuten in den Arachnoiden eine Vorstufe in dem unterbrochenen Entwicklungsweg zur Corona. Die Ursache dieser Gebilde sind nach der verbreitetsten Ansicht nicht vollständig aufgestiegene Mantelplums. Ähnlich wie Blasen sind demnach große Portionen von Mantelschmelze zur Oberfläche aufgestiegen, die jedoch bereits abkühlten, als sie die Kruste gerade angehoben und aufgebrochen hatten. Aufgrund der abkühlungsbedingten Kontraktion ist die angebrochene Kruste nachgesackt und es konnte kein richtiger Schildvulkan aufgebaut werden. In Hinsicht der Plums und als Unterscheidung gegenüber der Plattentektonik der Erde wird dieser globaltektonische Prozess als Tropfentektonik bezeichnet.

Vulkanbauten

Vulkane kommen auf der Venus mindestens so zahlreich vor wie auf der Erde. Es gibt ganze Felder von Schildvulkanen und Felder mit Hunderten kleiner Vulkankuppen und -kegeln. Die Zahl der kleinen vulkanischen Erhebungen geht weit über 50.000 hinaus. Vulkane mit einer mindestens 100 km durchmessenden Basis gibt nicht weniger als 167 Exemplare.

Zu den prominentesten Lavabergen zählen die Schildvulkane Sif Mons und Gula Mons in Eistla Regio mit Höhen von 2 bzw. 3 km und Basisdurchmessern von 300 bzw. 250 km. Ebenso in Beta Regio der Rhea Mons mit einer Gipfelhöhe von 4,5 km sowie der gleich hohe Theia Mons mit einem sagenhaften Basisdurchmesser von 700 km; das sind sogar rund 100 km mehr als die Basis des Olympus Mons auf dem Mars misst, dem, mit einer Basishöhe von etwa 27 km, höchsten Berg im bekannten Sonnensystem. Die höchsten Vulkane der Venus gibt es in Atla Regio, dem östlichsten Abschnitt von Aphrodite Terra. Dort befindet sich außer dem zweigipfligen Sapas Mons (4,5 bzw. 400 km) auch der Ozza Mons (6 bzw. 300 km) und schließlich der Maat Mons, der mit über 8 km Höhe höchste Vulkan der Venus, und nach den Maxwell-Bergen ihre zweitgrößte Erhebung, mit einem Basisdurchmesser von lediglich 200 km. Die Riesenvulkane der Venus sind alle Bestandteil des Äquatorialen Hochlandgürtels. In der Regel sind sie um so größer je näher sie sich am Äquator befinden. Der Maat Mons liegt fast genau drauf. Im Allgemeinen haben auch die Vulkane der Venus ein eher flaches Relief. Die Hangneigungen betragen zumeist nur 1 bis 2 Grad.

Eine spezielle Vulkanform hat aufgrund einer gewissen Ähnlichkeit den Spitznamen “Tick” (engl. „Zecke“) bekommen. Ähnliche Vulkane gibt es auf dem Meeresboden der Erde.

Zu den einmaligen vulkanischen Oberflächenstrukturen der Venus zählen sehr regelmäßig aufgebaute, kreisrunde Quellkuppen, die wegen ihres Erscheinungsbildes scherzhaft pancake domes („Pfannkuchenkuppeln“) genannt werden. Sie haben einen typischen Durchmesser von zumeist etwa 25 km und eine Höhe um 700 m, die bis über 1 km betragen kann. Sie treten auch in Gruppen auf und überlappen sich dann oft. Ihre Oberfläche wird neben einer zentralen Öffnung von konzentrischen und radialen Rissen geprägt. Offenbar sind die Gebilde durch eine Lava mit sehr hoher Zähigkeit entstanden. Es wird gerätselt, wie die Lava derart gleichmäßig über die Ebenen quellen konnte. Viskose Lava häuft sich auch auf der Erde zu Kuppeln, aber die sind sehr viel kleiner und nicht derart symmetrisch.

Lavaflüsse

Vulkanische Ebenen mit großen Lavaüberflutungen sind auf der Venus der häufigste Geländetyp. Andere vulkanische Strukturen deuten auf Ströme von sehr dünnflüssiger Lava hin. Neben Tausenden von Kilometern langen, erstarrten Lavaströmen, den Fluctus, gibt es sehr bemerkenswerte Erosionstäler. Manche gehen als breite Ausflussformation von großen Einschlagkratern aus. Sie erreichen eine Länge von bis zu 150 km, weisen auf ihrem Boden inselartige Strukturen auf und verlieren sich ohne weitere Spuren in den Ebenen. Ihre bis über 100 m hohen Wände sind von geschwungener Form, daher haben diese Formationen die spezielle Gattungsbezeichnung Unda (lat. „Welle“) bekommen. Wohl am phänomenalsten sind die sehr langen und deutlich gewundenen Rinnen. Sie sind zumeist nur etwa 1,5 km breit und ebenfalls nicht sehr tief. Die beeindruckendste Rinne hat eine Länge von etwa 6.800 km und übertrifft damit um über 100 Kilometer sogar den Nil, den längsten Strom der Erde. Das Gebilde mit dem Namen Hildr Fossa schlängelt sich von Atla Regio bis in die große nördliche Tiefebene Atalanta Planitia, in der mit einer Tiefe von bis zu 1.400 m unter Normal-Null der tiefste Punkt auf der Venus gemessen wurde. Die kreisförmige Senke ist ungefähr so groß wie der Golf von Mexiko. Aufgrund der extrem hohen Oberflächentemperatur kommt flüssiges Wasser als Ursache der „Kanäle“ nicht in Frage. Auf der Erde ziehen sich die längsten Lavarinnen allerdings nur einige Dutzend Kilometer hin. Möglicherweise waren es enorm dünnflüssige, salzreiche Lavamassen mit entsprechend niedrigerem Schmelzpunkt, welche zu einer Zeit mit planetenweit noch größerer Oberflächentemperatur die Landschaft derart ausgeformt haben. Es werden auch pyroklastische Ströme aus heißem Gas und Staub in Betracht gezogen.

Es ist eines der großen Rätsel der Venus, dass sie trotz der Vielzahl und der Vielfalt vulkanischer Strukturen heute geologisch tot zu sein scheint. Allerdings würde man während nur einer einzigen näheren Globalerkundung der vulkanisch ständig aktiven Erde auch nicht zwangsläufig in jedem Fall Zeuge eines gerade ablaufenden Vulkanausbruchs werden. Festgestellte Variationen des Anteils von Schwefeldioxid in der Venusatmosphäre und der Dichteverteilung in der oberen Dunstschicht deuten tatsächlich auf mögliche Aktivitäten hin. Auch die Anzeichen von Blitzen könnten davon zeugen. In konkretem Verdacht stehen vor allem die zwei großen Schildvulkane in Beta Regio und der Maat Mons. Teile der Vulkanflanken sind radardunkel, d. h. sie reflektieren die abtastenden Radarstrahlen nur sehr gering und sind also ziemlich glatt. Diese Ebenheiten lassen sich in dem Fall als ein Zeichen für frische Lavaströme ansehen. Direkte Beweise für einen derzeit aktiven Vulkanismus wurden bislang jedoch noch nicht gefunden. Die einzige wirkliche Veränderung der Oberfläche ist in einem anderen Teil von Aphrodite Terra registriert worden und sieht aus wie eine breite Hangrutschung.

Gräben

Der beeindruckendste Graben auf der Venus ist Diana Chasma. Das relativ steilwandige Tal befindet sich auf Aphrodite Terra, markanterweise in der Nachbarschaft von Artemis Corona, der mit Abstand größten Corona, und bildet zum Teil den südlichen Abschnitt des Randgrabens der großen elliptischen Ceres Corona. Es ist etwa 280 km breit und fällt am Fuß der höchsten es einfassenden Bergrücken rund 4 km tief auf ein Niveau von mehr als 1 km unter Normal-Null ab. Die canyonartige Struktur hat auf der Erde kein vergleichbares Beispiel und wird oft mit dem Mariner-Talsystem auf dem Mars verglichen. Vermutlich ist sie wie dieses durch tektonische Aktivitäten entstanden. Beide Gräben erstrecken sich fast parallel zum jeweiligen Äquator.
In der Beta Regio sind die Vulkane Rhea Mons und Theia Mons durch den offensichtlich tektonischen Graben Devana Chasma miteinander verbunden.

Windstrukturen

Trotz der nur geringen Windgeschwindigkeiten, die am Boden gemessen wurden, zeigen einige Regionen deutliche Strukturen in Form von „Windfahnen“, die von einzelnen Kratern und Vulkankegeln ausgehen. Ihr Verlauf zeigt die während ihrer Bildung vorherrschende Windrichtung. Die meisten Windstreifen bevorzugen eine den globalen atmosphärischen Strömungen in Bodennähe entsprechende westliche und äquatoriale Richtung.

Innerer Aufbau

Unterhalb der Lithosphäre ähnelt das Innere der Venus wahrscheinlich dem der Erde. Da sie fast die gleiche Masse und eine ähnliche mittlere Dichte hat (5,24 g/cm³ im Vergleich zu 5,52 g/cm³ im Falle der Erde) und der Kosmogonie gemäß im gleichen Bereich des Sonnensystems entstanden ist, sollte sie auch einen analogen Schalenaufbau aufweisen. Dass die Erde eine etwas größere mittlere Dichte hat, ist nicht nur auf ihren chemische Zusammensetzung zurückzuführen, sondern zum Teil eine rein physikalische Auswirkung ihrer größeren Masse, die durch die entsprechend größere Schwerkraft eine stärkere Eigenkompression bedingt. Die Venus besitzt – im Gegensatz zum viel kleineren Merkur – einen größeren Anteil an leichteren Elementen als die Erde, sie hätte also selbst bei gleicher Größe wie die Erde noch eine geringere Masse. Das ist für einen Planeten innerhalb der Erdbahn nicht recht verständlich, denn gemäß der herkömmlichen Theorie zur Entstehung des Sonnensystems müsste das Verhältnis zwischen den leichten und den schweren Elementen der Venus zwischen den Verhältnissen der Erde und des Merkur liegen, da vor allem die leichteren Elemente durch den besonders stürmischen Teilchenstrom der jungen, sich herausbildenden Sonne in die Außenbereiche getrieben wurden. Unter der Vorgabe des klassischen Schalenaufbaus der Erde kann man also statt auf einen verhältnismäßig größeren nur auf einen relativ kleineren Nickel-Eisen-Kern und dafür auf einen etwas größeren Mantel schließen. Besonders der obere Mantel wird verhältnismäßig dicker erwartet. Auch die Lithosphäre könnte, wie durch Gravitationsfeld-Messungen der Venussonde Magellan nahe gelegt wurde, wesentlich dicker als die der Erde sein. Auf dieser Überlegung beruht auch die Erklärung dafür, dass es auf der Venus keine Plattentektonik wie auf der Erde gibt, sowie die Hypothese, dass sich die Venusoberfläche statt dessen in einem langperiodischen Rhythmus durch massive globale Vulkanaktivitäten erneuert.

Obwohl die Venus einen ähnlich großen Nickel-Eisen-Kern wie die Erde haben sollte, hat sie kein inneres Magnetfeld. Das ist auf ihre extrem langsame Rotation zurückzuführen, die nicht ausreicht, um durch den Dynamo-Effekt ein solches zu erzeugen. Das an der Venusoberfläche gemessene Magnetfeld ist äußerst schwach. Es wird durch elektrische Ströme in der Ionosphäre induziert, die dort durch die Wechselwirkung mit den elektrisch geladenen Teilchen des Sonnenwindes hervorgerufen werden. In dieser Magnetosphäre gibt es keine Gürtel von eingefangenen Sonnenteilchen gleich denen der Van-Allen-Gürtel der Erde und der Strahlungsgürtel des Jupiter, Saturn und Uranus. Das Venusmagnetfeld erreicht am Boden nur ein Zehntausendstel der Stärke, die das Erdmagnetfeld an der Erdoberfläche hat. Die Oberfläche der Venus wird vor den heranrasenden Teilchen des Sonnenwindes nicht vom Magnetfeld geschützt, wie die Erdoberfläche, sondern durch die vom Teilchenstrom selbst mitinduzierte Ionosphäre sowie durch die dichte Atmosphäre.

Himmelsmechanik

Umlaufbahn und Resonanzen

Abstandverhältnisse der inneren Planeten zur Sonne
Abstandverhältnis Erde/Mond, Venus, Merkur, Sonne. Die Größe der Sonne ist hierbei maßstabsgetreu.
Erde/Mond	Venus	Merkur	Sonne (maßstabsgetreu)

Der mittlere Abstand des Venuszentrums vom gemeinsamen Schwerpunkt des Sonnensystems im Zentralbereich der Sonne wird als große Bahnhalbachse bezeichnet und beträgt 108.209.077 km. Etwas anschaulicher ausgedrückt sind das etwa 72,3 % des mittleren Erdbahnradius, also 0,723 Astronomische Einheiten (AE). Daraus resultiert ein mittlerer Bahnabstand von rund 41 Mio. km, so dass die Venus und die Erde die zueinander nächsten Planetennachbarn im Sonnensystem sind. Die siderische Umlaufperiode der Venus – die Dauer eines Venusjahres – beträgt 224,701 Tage.

Das **Venus-Pentagramm**
Positionen der unteren Konjunktionen der Venus am Himmel in den Jahren 2004 bis 2012. Anfang und Endpunkt des sich nicht exakt schließenden Pentagramms markieren die beiden Venus-Transits in den entsprechenden Jahren

Zusammen mit der Bahnperiode der Erde von 365,256 Tagen ergibt sich als Zeitraum zwischen zwei aufeinanderfolgenden größten Annäherungen eine Periode von 583,924 Tagen, die auch als gegenseitige Bahnstörungsperiode aufgefasst werden kann. Von der Erde aus gesehen ist das die synodische Umlaufperiode der Venus. Die Umlaufzeiten von Venus und Erde befinden sich zueinander in der Kommensurabilität 8:13 (genau 8:13,004); d. h., sie stehen in einem Verhältnis, das auf einem gemeinsamen Maß beruht und sich dementsprechend (fast exakt) durch kleine ganze Zahlen ausdrücken lässt. Aus der Differenz der beiden Zahlen (13 – 8 = 5) kann man in dem Fall eines übereinstimmenden Drehsinns ablesen, dass sich die größten Annäherungen im Idealfall von genau kreisförmigen Bahnen auf jeweils fünf verschiedene Bahnpunkte exakt gleichmäßig verteilen würden. Eventuell ist das auch mit ein Grund für die sehr geringe Exzentrizität der Venusbahn. Kommensurabilitäten führen durch den Resonanzeffekt zu starken Bahnstörungen, die um so ausgeprägter sind, je genauer das Verhältnis der Zahlen erreicht wird und desto kleiner die Differenz zwischen ihnen ist. Das bekannteste Beispiel ist der Einfluss des Jupiter auf die Verteilung der Planetoiden, der durch solche Resonanzeffekte innerhalb des Planetoidengürtels zu Kommensurabilitätslücken (Kirkwoodlücken) sowie auch -häufungen führt. Ähnliche Auswirkungen haben auch die Umlaufbewegungen unter den Monden des Saturn auf die Struktur seines Ringsystems. Alle jeweils benachbarten Planeten und regulären Monde bewegen sich in kommensurablen Umlaufverhältnissen und unterstreichen damit die gewisse Regelmäßigkeit der Bahnabstände im Sonnensystem (siehe Titius-Bode-Reihe).

Der mittlere Bahnabstand zum Merkur, dem zweitkleinsten Planeten und inneren Bahnnachbarn der Venus, beträgt rund 50,3 Mio. km (0,336 AE). Das ist nur etwas weniger als dessen große Bahnhalbachse (0,387 AE). Die mittlere Bahnstörungsperiode zwischen der Venus und dem Merkur beträgt 144,565 Tage. Ihre Umlaufzeiten haben das kommensurable Verhältnis 5:2 (genau 5:1,957). Im Idealfall würden sich die größten Annäherungen also auf jeweils drei Bahnpunkte gleichmäßig verteilen, doch die Umlaufbahn des Merkur ist fast so exzentrisch wie die des noch kleineren und äußersten Planeten Pluto.

Die Umlaufbahn der Venus hat unter allen Planetenbahnen die geringste Exzentrizität. Die numerische Exzentrizität beträgt nur 0,0068; d.h. der größte und der kleinste Abstand vom Sonnenzentrum weichen lediglich um 0,68 % von dem Radius der mittleren Kreisbahn ab. Die Planetenbahn der Venus ist mit dieser Abweichungen von unter einem Prozent also am kreisförmigsten. Noch geringere Abweichungen von der Kreisform haben im Sonnensystem nur die Umlaufbahnen mancher Monde. Dafür ist die Neigung der Venusbahn gegen die Bahnebene der Erde nach der von Pluto (17,15°) und Merkur (7,0°) mit am größten, wenn auch mit etwa 3,4° deutlich mäßiger als die Inklination dieser zwei kleinsten Planeten, die das Planetensystem der Sonne gewissermaßen einrahmen.

Rotation und Resonanzen

Die Rotation der Venus ist im Gegensatz zum üblichen Drehsinn der Eigendrehung und der Umlaufbewegung der Planeten und der meisten Monde rückläufig, d.h., auf ihr geht die Sonne im Westen auf und im Osten unter. Die Neigung der Rotationsachse wird daher nicht mit 2,64° sondern mit 177,36° angegeben, so, als wäre die Achse bei ursprünglich progradem Drehsinn auf den Kopf gekippt worden. Die einzigen weiteren Planeten mit retrogradem Rotationssinn sind der Uranus und der Pluto. Die Eigendrehung der Venus ist zudem außergewöhnlich langsam: Eine siderische Rotationsperiode (d. h., relativ zu den Fixsternen) dauert 243,019 Tage, und damit sogar 8 % länger als die Umlaufperiode. Durch den rückläufigen Drehsinn dauert die auf die Sonne bezogene Rotationsperiode – also ein Venustag – jedoch „nur“ 116,751 Erdtage; im anderen Fall würde das Verhältnis zwischen der Rotations- und der Umlaufgeschwindigkeit fast eine gebundene Rotation bedeuten, wie im vollendeten Beispiel des Mondes, welcher dadurch der Erde ständig die selbe Seite zuwendet. Der Venus wäre damit gegenüber der Sonne ein ähnliches Schicksal beschieden.

Die Ursache des retrograden Drehsinns und der besonders langsamen Geschwindigkeit der Venusrotation ist nicht bekannt. Einer Hypothese zufolge könnte es das Resultat einer Kollision mit einem großen Asteroiden sein. Die siderische Rotationsperiode erscheint allerdings nicht vollkommen willkürlich, denn sie steht eigenartigerweise in einem fast exakten 2:3-Verhältnis zur Bahnperiode der Erde (365,256:243,019 = 2:3,006). Die synodische Rotationsperiode der Venus (d. h., relativ zur Erde) beträgt im Mittel 145,928 Tage. Genauer gesagt ist das die Periode, mit der ein Venusmeridian parallel zur heliozentrischen Länge der Erde liegt. Eine direkte Ausrichtung zur Erde ist nur zur oberen bzw. unteren Konjunktion gegeben, wenn sich die Venus von der Erde aus gesehen in einer Linie hinter bzw. vor der Sonne befindet. Da es sich in dem 2:3-Verhältnis um zwei zueinander entgegengesetzte Drehsinne handelt, gilt für die räumliche Verteilung dieser Periodizität nicht die Differenz sondern die Summe der Verhältniszahlen. Das entspricht während fast genau zwei Jahren wiederum einer pentagrammartigen Verteilung auf fünf gleichmäßig verteilte Bahnpositionen der Erde (5:1,998).

Die zweijährige Gesamtperiode des Zusammenspiels der Venusrotation mit der Erdbewegung steht mit 729,64 Tagen in einem Verhältnis 4:5 (4:4,998) zur synodischen Umlaufperiode der Venus. Das synodische Venusjahr umfasst mit 583,924 Tagen vier mittlere synodische Rotationen (1:4,001). Ein Beobachter auf der Venus würde – bei unbeeinträchtigter Sicht – die Erde alle 146 Erdentage bzw. alle 1,25 Venustage an der gleichen Position finden. Die Venus wendet der Erde zum Beispiel bei jeder oberen und jeder unteren Konjunktion, sowie, von der Sonne aus gesehen, bei jeder 90°-Stellung (nach Osten bzw. nach Westen) praktisch immer ein und die selbe Seite zu, – die Seite des Null-Meridians. Von diesem Standort aus würde die Erde alle 146 Tage abwechselnd zur Mittagszeit, gegen Sonnenuntergang, um Mitternacht und gegen Sonnenaufgang ihren Höchststand haben. Das markante Beispiel der Erdausrichtung der Hemisphäre des Null-Meridians bezieht sich auf die gleichen räumlichen Erdpositionen wie die alleinige Folge der unteren Konjunktionen, nur mit der schnelleren Periode und in der umgekehrten Reihenfolge des Pentagramm-Musters. Die kleine Abweichung der Venusrotation bedeutet nur eine systematische Verschiebung um jeweils gut einen halben Längengrad in Richtung Osten.

Während 8 Umlaufperioden der Erde bzw. 13 Umlaufperioden der Venus mit 5 Konjunktionsperioden zueinander, rotiert die Venus, ebenfalls fast auf den Tag genau, 12 mal relativ zu den Sternen, 20 mal relativ zur Erde und 25 mal relativ zur Sonne. Es liegt die Vermutung nahe, dass es sich insgesamt um ein Resonanz-Phänomen handelt.

Monde

Die Venus hat keine Monde. Trotzdem behauptete der italienische Astronom Giovanni Domenico Cassini im Jahr 1672, einen solchen entdeckt zu haben und nannte ihn Neith. Bis 1892 war der Glaube an einen Venusmond verbreitet, bevor sich herausstellte, dass anscheinend Sterne irrtümlich für einen Mond gehalten worden waren.

Es gibt eine Hypothese, nach der es sich bei dem äußerlich sehr erdmondähnlichen Merkur um einen entwichenen Trabanten der Venus handelt. Damit kann unter anderem erklärt werden, warum die beiden inneren Planeten als einzige keinen Begleiter haben.

Siehe auch: Liste der Monde

Erforschung

Aufgrund der dichten, stets geschlossenen Wolkendecke war eine Erforschung der Oberfläche des Planeten erst durch radioastronomische Verfahren und mittels Venus-Sonden möglich. Frühe Beobachtungen mit bloßem Auge und mithilfe von Teleskopen konnten nur die Geometrie der Umlaufbahn und die Wolkenoberfläche untersuchen.

Erdgebundene Erforschung

Bei den ersten Beobachtungen der Venus mit Teleskopen durch Galileo Galilei und Zeitgenossen im Jahre 1610 zeigte sich unmittelbar, dass die Venus – wie der Erdmond – Phasen zeigt. Diese Beobachtung, die heute leicht durch die Tatsache, dass Venus ein innerer Planet ist, erklärt werden kann, war zur damaligen Zeit einer der großen Beweise, dass die Venus die Sonne – und nicht die Erde – umkreist. Die Phasen der Venus wurden von Nikolaus Kopernikus als möglicher Beweis seiner heliozentrischen Lehre vorhergesagt. Damit unterstützte die Beobachtung die kopernikanische Theorie, obwohl hinzugefügt werden muss, dass schon Herakleides Pontikos, ein Schüler Aristoteles’, die Vermutung geäußert hatte, dass Merkur und Venus die Sonne umkreisen. Selbst im Ptolemäischen Modell und auch im Planetenmodell von Tycho Brahe lassen die Phasen dieser beiden Planeten erklären, so dass die Beobachtungen keinen zweifelsfreien Beweis des kopernikanischen Modells darstellen.

Ende des achtzehnten Jahrhunderts führte der Lilienthaler Astronom Johann Hieronymus Schröter genauere Untersuchungen der Venusphasen durch. Er stellt fest, dass es zwischen der geometrisch berechneten Phase der Venus und der tatsächlich beobachteten Phase systematische Unterschiede gibt. Zunächst meinte Schröter, dass diese Unregelmäßigkeiten, wie beim Erdmond, auf Oberflächendetails wie Gebirgszüge zurückgehen. In einer 1803 veröffentlichten Arbeit über die Venusphase zum Zeitpunkt der Dichotomie (Halbvenus) folgerte er dann allerdings korrekt, dass es sich um Dämmerungseffekte in der Atmosphäre handelt. Daher wird diese Erscheinung heute allgemein nach der von Patrick Moore eingeführten Bezeichnung Schröter-Effekt genannt. Der Effekt ist schon für Amateure mit kleinem Teleskop leicht als „Venushörner“ zu beobachten (siehe dazu den unteren Abschnitt Beobachtung).

Seit Johannes Kepler die Venustransits von 1631 und 1639 vorhergesagt hatte, waren diese seltenen Ereignisse, bei denen die Venus als dunkles Scheibchen vor der Sonne zu sehen ist, ein besonders beliebtes Forschungsgebiet. Mit Hilfe dieser Beobachtungen konnte insbesondere die Entfernungsskala des Sonnensystems erheblich verbessert werden (siehe dazu den Hauptartikel zum Venus-Transit und den Abschnitt weiter unten).

Durch die Erfindung des Radars und der Radioastronomie traten in der Mitte des zwanzigsten Jahrhunderts neue Beobachtungsmöglichkeiten hinzu. Mikrowellen-Beobachtungen, die von C. Mayer et al. im Jahre 1956 durchführten deuteten zum ersten Mal auf eine sehr hohe Oberflächentemperatur der Venus von mindestens 600 K hin. Die Rotationsdauer der Venus konnte erstmals während der unteren Konjunktion im Jahre 1961 gemessen werden. Dies gelang mit Hilfe eines Radarstrahls der 26-Meter-Antenne in Goldstone, Kalifornien, dem Jodrell-Bank-Radioobservatorium in Großbritannien und dem sowjetischen Radioteleskop in Yevpatoria auf der Krim. Allerdings konnte erst 1964 nachgewiesen werden, dass die Rotation der Venus retrograd erfolgt.

Die Messung der Laufzeit der Radarstrahlen, bei diesen Untersuchungen lieferte zudem exakte Werte für den Abstand der Venus von der Erde. Im Zuge dieser Laufzeitmessungen gelang dem Physiker Irwin I. Shapiro 1968 die experimentelle Bestätigung des von ihm im Jahre 1964 vorhergesagten und nach ihm benannten Shapiro-Effekts. Nach der allgemeinen Relativitätstheorie sollte die Laufzeit eines Radarsignals beim Durchlauf des Gravitationsfeldes der Sonne gegenüber der klassischen Theorie etwas vergrößert sein. Der Effekt sollte bei der oberen Konjunktion der Venus etwa 200 Mikrosekunden ausmachen. Dieser Wert wurde seit den ersten Messungen mit immer größerer Genauigkeit bestätigt.

Die Oberflächenerkundung mittels der erdgebundenen Radarvermessung erfasst durch die indirekt an die Erdbewegung gebundene, resonanzartige Rotation der Venus während der unteren Konjunktion immer nur die Hemisphäre von Alpha Regio, mit Beta Regio im Westen und Ishtar Terra im Norden. Der zentrale Nullmeridian dieser „Vorderseite“ verläuft dementsprechend durch Alpha Regio. Im Norden verläuft er über die Maxwell Montes. Das Koordinatensystem der Venus wurde so festgelegt, dass die Längengrade entsprechend der retrograden Rotation von Westen nach Osten, von 0° bis 360° östlicher Länge gezählt werden. Durch die Geringfügigkeit der systematischen Abweichung von einer echten Resonanz mit nur gut einem halben Längengrad in Richtung Osten müssen 347 solcher synodischen Venusjahre vergehen, also 554,7 Erdjahre, bis auch die „Rückseite“ der Venus auf diese Weise erfasst ist.

Siehe auch: Geschichte der Astronomie

Erforschung durch Raumsonden

Es gab eine Vielzahl von unbemannten Venus-Missionen. Einige umfassten eine weiche Landung auf der Oberfläche, mit Kommunikationszeiten von bis zu 110 Minuten, jedoch sämtlich ohne Rückkehr (mit Proben).

Der Weg zur Venus

Die Venus umkreist die Sonne näher als die Erde, wobei der Abstand der Venus zur Sonne nur 72 % des Abstands der Erde zur Sonne beträgt. Deshalb muss eine Raumsonde über 41 Millionen Kilometer in das Gravitationspotential der Sonne fliegen, was zu einer erheblichen Abnahme der potentiellen Energie der Sonde führt. Die freigewordene potentielle Energie wird dabei in kinetische Energie umgewandelt. Dies führt zu einer Erhöhung der Geschwindigkeit der Sonde, so dass die Geschwindigkeit und die Bewegungsrichtung der Sonde stark verändert werden müssen, um eine Annäherung an die Venus zu erreichen.

Frühe Vorbeiflüge

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Venera 1 war die erste Raumsonde, die zur Venus flog

Am 12. Februar 1961 startete die Sowjetunion Venera 1, die erste Raumsonde zu einem fremden Planeten. Ein überhitzter Orientierungssensor verursachte eine Funktionsstörung, jedoch kombinierte Venera 1 erstmals alle für einen interplanetaren Flug nötigen Merkmale: Solarpanels, parabolische Kommunikationsantenne, 3-Achsen-Stabilisierung, Triebwerk zur Flugbahnkorrektur und einen Start von einem Parkorbit um die Erde. Die Sonde flog in 100.000 km Entfernung an der Venus vorbei, ohne ihre Beobachtungen ausführen oder mit der Erde kommunizieren zu können.

Die erste erfolgreiche Venus-Raumsonde war die US-amerikanische Mariner 2, eine modifizierte Ranger-Mondsonde, die 1962 an der Venus vorbeiflog. Sie entdeckte, dass die Venus über kein Magnetfeld verfügt und maß thermische Mikrowellenstrahlung der Venus.

Die Sowjetunion startete am 2. April 1964 die Zond 1, die jedoch kurz darauf nach einer letzten Kommunikation am 16. Mai verlorenging.

Frühe Landungen und Orbiter

Am 1. März 1966 führte die sowjetische Venera 3 Sonde eine Crashlandung auf der Venus durch, womit sie das erste Raumfahrzeug wurde, das die Oberfläche der Venus erreichte. Die Sonde überlebte die Landung nicht. Ihre Schwestersonde Venera 2 fiel kurz vor dem Vorbeiflug aufgrund einer Überhitzung aus.

Die Landekapsel der Venera 4 tauchte am 18. Oktober 1967 in die Venusatmosphäre ein. Sie maß Temperatur, Druck und Dichte, führte zudem 11 automatische chemische Experimente zur Analyse der Atmosphäre durch. Sie wurde damit zur ersten Raumsonde, die direkte Messdaten von einem anderen Planeten lieferte. Die Daten zeigten einen Kohlendioxidanteil von 95 % und in Kombination mit den Daten der amerikanischen Mariner 5 Sonde einen weitaus höheren als erwartet Atmosphärendruck von 75–100 Bar.

Diese Daten wurden von den Venera 5 und Venera 6 Missionen am 16. Mai und 17. Mai 1969 bestätigt und verfeinert. Aber bislang erreichte keine dieser Raumsonden intakt die Venusoberfläche. Die Batterie der Venera 4 entleerte sich noch während die Sonde durch die unerwartet massive Atmosphäre trieb, Venera 5 und 6 wurden von dem hohen Außendruck in einer Höhe von etwa 18 km über dem Boden zerquetscht.

Die erste erfolgreiche Landung gelang der Venera 7 Sonde am 15. Dezember 1970. Sie maß Oberflächentemperaturen von 457 bis 474 °C und einen Außendruck von 90 Bar. Venera 8 landete am 22. Juli 1972. Zusätzlich zu den erhaltenen Druck- und Temperaturprofilen zeigte ein Lichtmesser dass die Wolken eine Schicht bilden, die 35 km über der Oberfläche endet. Ein Gammastrahlenspektrometer analysierte die chemische Zusammensetzung des Bodengesteins.

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Aufnahme der Landestelle der sowjetischen Venera 9 Raumsonde

Die sowjetische Raumsonde Venera 9, erste Sonde der neuen Generation schwerer Raumsonden, die mit neuen Proton-Raketen gestartet wurden, schwenkte am 22. Oktober 1975 in einen Venusorbit. Sie wurde damit zu dem ersten künstlichen Satelliten der Venus. Eine Vielzahl von Kameras und Spektrometern lieferte Daten über die Venuswolken, Ionosphäre und Magnetosphäre, führte außerdem erste bistatische Radarmessungen der Venusoberfläche durch.

Die 660 kg schwere Landekapsel trennte sich von Venera 9 und landete nach rund einer Stunde. Sie lieferte die ersten Bilder der Oberfläche, untersuchte zudem den Boden mit einem Gammastrahlenspektrometer und einem Densitometer. Während des Abstiegs wurden Druck, Temperatur und Lichtverhältnisse gemessen, außerdem wurden mit Backscattering und Multi-Angle Scattering (Nebelmessgerät) Messungen der Wolkendichte durchgeführt. Die Sonde entdeckte, dass die Wolken in drei getrennten Schichten angeordnet sind. Am 25. Oktober traf die Schwestersonde Venera 10 ein und führte ein ähnliches Messprogramm durch.

Pioneer Venus

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Pioneer-Venus Sonden in der Montage, im Vordergrund ist der Orbiter und im Hintergrund die Multiprobe-Sonde zu sehen

Im Jahr 1978 entsandte NASA zwei Pioneer-Raumsonden zur Venus: einen Orbiter und eine Multiprobe-Sonde, die getrennt gestartet wurden. Die Multiprobe-Sonde hatte eine große und drei kleinere Atmosphärensonden an Bord. Die große Sonde wurde am 16. November 1978 freigesetzt, die drei kleineren am 20. November. Alle vier traten am 9. Dezember in die Atmosphäre ein, gefolgt von der Trägersonde selbst. Obwohl die Sonden nicht darauf ausgelegt waren eine Landung zu überleben, funkte eine von ihnen, nachdem sie die Oberfläche erreichte, 45 Minuten lang Daten zurück.

Der Pioneer Venus Orbiter erreichte am 4. Dezember 1978 einen elliptischen Venusorbit. Er hatte 17 Experimente an Bord, sollte die Venus mit Radar kartieren (mit einer Auflösung von etwa 20 Kilometern pro Pixel) und beim Durchfliegen der höchsten Atmosphärenschichten diese analysieren, um ihre Zusammensetzung sowie die Interaktionen der Hochatmosphäre mit dem Sonnenwind zu erforschen. Der Orbiter wurde solange betrieben, bis der zur Lagekorrektur verwendete Treibstoff ausging. Er wurde im August 1992 durch Verglühen in der Atmosphäre zerstört.

Weitere sowjetische Erfolge

Ebenfalls 1978 flogen Venera 11 und Venera 12 an der Venus vorbei und setzten ihre Landekapseln frei, die am 21. Dezember und 25. Dezember in die Atmosphäre eintraten. Die Lander trugen Farbkameras, einen Bodenbohrgerät und Analysator, die leider sämtlich nicht funktionierten. Jeder Lander führte Messungen mit einem Nebelmessgerät, einem Massenspektrometer und einem Gaschromatographen durch. Außerdem entdeckte man mit Hilfe von Röntgenstrahlen einen unerwartet hohen Anteil von Chlor in den Wolken, zusätzlich zum bereits bekannten Schwefel. Auch wurde eine starke Blitzaktivität beobachtet.

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Aufnahme der Landestelle der sowjetischen Venera 13 Raumsonde (1982)

Venera 13 und Venera 14 führten praktisch die gleiche Mission durch. Sie erreichten die Venus am 1. März und 5. März 1982. Diesmal waren die Bohr/Analyse-Experimente erfolgreich, auch die Farbkameras funktionierten einwandfrei. Röntgenbestrahlung der Bodenproben zeigte Ergebnisse, die bei Venera 13 ähnlich einem kaliumreichen Basalt ausfielen und 900 km weiter südöstlich, an der Landestelle von Venera 14 den Basalten des irdischen Ozeanbodens glichen.

Am 10. Oktober und 11. Oktober traten Venera 15 und Venera 16 in polare Umlaufbahnen um die Venus ein. Venera 15 beobachtete und kartierte die obere Atmosphäre mit einem Infrarot-Fourierspektrometer. Vom 10. November bis zum 10. Juli kartierten beide Satelliten das nördliche Drittel der Planetenoberfläche mit einem Synthetic Aperture Radar. Dabei konnte insgesamt etwa 30 % der Oberfläche mit einer Auflösung von 1–2 km erfasst werden, die erstellten Karten waren damit etwa 10 Mal detailreicher als die von Pioneer-Venus 1. Die Ergebnisse erlaubten erste konkretere Vorstellungen von der geologischen Entwicklung der Venus.

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Lander der VeGa-Mission

Die sowjetischen Raumsonden VeGa 1 und VeGa 2 erreichten die Venus am 11. Juni und 15. Juni 1985. Die Experimente ihrer Landeeinheiten waren auf die Erforschung der Wolkenzusammensetzung und Struktur fokussiert. Jeder Lander trug einen Ultraviolett-Absorption-Spektrometer sowie ein Gerät um die Größe der Aerosol-Partikel zu messen, außerdem Vorrichtungen zum Sammeln von Atmosphärenproben, die mit Hilfe eines Massenspektrometers, eines Gas-Chromotographs und eines Röntgenspektrometers untersucht wurden. Die zwei oberen Wolkenschichten wurden als aus Schwefelsäure, die untere Schicht als wahrscheinlich aus Phosphorsäure bestehend befunden. Auf der Oberfläche der Venus wurden ein Bohrgerät und ein Gammastrahlenspektrometer eingesetzt. Bilder von der Oberfläche gab es keine – die Lander hatten keine Kameras an Bord. Dies waren zugleich die bisher letzten Landungen auf der Oberfläche der Venus.

Die VeGa Sonden setzten außerdem Ballons in der Atmosphäre der Venus aus, die in einer Höhe von etwa 53 km jeweils 46 und 60 Stunden lang flogen. Die Ballons legten dabei einen Weg von etwa einem Drittel des Umfangs der Venus zurück. Sie maßen dabei Windgeschwindigkeit, Temperatur, Druck und Wolkendichte. Mehr Sturm- und Strömungsaktivität als erwartet wurde entdeckt, einschließlich plötzlicher Flughöhewechsel um 1 bis 3 km. Die VeGa-Muttersonden flogen weiter zum Halleyschen Komet, den sie neun Monate später erreichten.

Magellan

Am 10. August 1990 erreichte mit Magellan nach Pioneer-Venus die nächste US-amerikanische Raumsonde eine Umlaufbahn um die Venus. Das einzige Instrument der Sonde war ein Synthetic Aperture Radar, mit dem die Oberfläche der Venus kartiert werden sollte. In den darauffolgenden Jahren wurden 98 % der Oberfläche von 89° Nord bis 89° Süd kartiert, wobei die Auflösung der Aufnahmen bei rund 100 m pro Pixel lag. Damit waren die Karten um den Faktor 200 gegenüber Pioneer-Venus 1 und immerhin um den Faktor 15 gegenüber Venera 15 und Venera 16 detailreicher. Zudem wurde in der Endphase der Mission die Bahn der Sonde so gewählt, dass sie durch die obersten Schichten der Atmosphäre flog und so Schlussfolgerungen über die Dichte und Zusammensetzung der Atmosphäre erlaubte. Durch diese Manöver wurde die ohnehin schon kaum funktionierende Sonde ständig abgebremst und trat schließlich am 12. Oktober 1994 in die tieferen Schichten der Atmosphäre der Venus ein und verglühte; es ist jedoch nicht auszuschließen, dass einige Restteile der Sonde die Oberfläche erreichten. Der Magellan-Sonde verdanken wir die heute besten verfügbaren Karten der Venus.

Vorbeiflüge neuerer Zeit

Einige Raumsonden auf dem Weg zu Zielen weit außerhalb der Erdbahn nutzten die Venus, um durch Swing-By-Manöver ihre Geschwindigkeit zu erhöhen. Dies waren in den 1990ern die Galileo-Mission zum Jupiter und die Cassini-Huygens-Mission zum Saturn (zwei Vorbeiflüge). Insbesondere die Bordinstrumente von Cassini-Huygens konnten bei diesen Begegnungen zahlreiche wissenschaftliche Daten liefern. So ergab das für die Saturnmonde konstruierte Radar die bisher genaueste Kartierung einiger Venus-Regionen. Magnetometer-Tests zeigten, dass es entgegen der Daten der sowjetischen Venera-Sonden keine Blitze aus den 48 km hohen Venuswolken gibt. So bleibt das Vorhandensein von Blitzaktivität oder ähnlichen elektrischen Erscheinungen bis zum heutigen Tag ein ungeklärtes Geheimnis.

Zukünftige Missionen

Ende 2005 soll die nach Magellan erste reine Venussonde starten. Dies ist die Venus Express-Sonde der europäischen Raumfahrtagentur ESA, die 2006 in eine Venusumlaufbahn einschwenken und von dort aus mindestens zwei Venustage lang (etwa 500 Erdtage) die Atmosphäre und die Oberfläche der Venus studieren soll. Außerdem ist mit MESSENGER eine US-amerikanische Raumsonde zum Merkur unterwegs, die an der Venus 2006 und 2007 zwei Mal vorbeifliegen wird. Auch die japanische Raumfahrtagentur JAXA plant für 2008 einen kleinen Venusorbiter namens Planet-C, der mit gekühlten Kameras die Venus in infrarotem Licht studieren soll. Im nächsten Jahrzehnt könnte Russland möglicherweise mit einer neuen Landemission namens Venera-D an die früheren Venera-Erfolge der sowjetischen Zeit anknüpfen. Auch die USA haben Überlegungen für neue Venus-Missionen, allerdings wurden bisher keine konkreten Planungen getroffen. Es ist jedoch mit keiner US-amerikanischen Venus-Mission bis frühestens etwa Mitte nächster Dekade zu rechnen.

Siehe auch: Chronologie der Venus-Missionen, Liste der unbemannten Raumfahrtmissionen, ... nach Missionszielen geordnet, ... nach Ländern geordnet, Geschichte der Raumfahrt

Beobachtung

Die Neigung der Venusbahn gegen die Erdbahn

Weil die Venus ein innerer Planet ist, d. h., eine engere Umlaufbahn als die Erde besitzt, kann sie sich von der Erde aus gesehen nie weit von der Sonne entfernen. Insbesondere kann die Venus, im Gegensatz zu den äußeren Planeten, der Sonne an der Himmelskugel niemals gegenüberstehen, d.h. in Opposition kommen. Stattdessen unterscheidet man anstelle der Konjunktion der äußeren Planeten die obere Konjunktion (Venus hinter der Sonne) von der unteren Konjunktion, bei der die Venus vor der Sonne steht.

Die Neigung der Venusbahn gegen die Bahnebene der Erde beträgt etwa 3,4°. Obwohl dieser Wert nicht sonderlich groß erscheint, ist es dadurch sehr selten (auch im Vergleich zum Merkur), dass es bei der unteren Konjunktion zu einem so genannten Durchgang vor der Sonnenscheibe kommt. Da die Venus bei der unteren Konjunktion nur etwa 41 Mio. km von der Erde entfernt ist, kann sie sich perspektivisch in einem Winkelabstand von bis zu fast 9° über oder unter der Sonnenscheibe vorbeibewegen. So kann sie für einige Tage (bei Vorbeizug nördlich der Sonne auf der Nordhalbkugel und bei Vorbeizug südlich der Sonne auf der Südhalbkugel) sowohl am Abend- als auch am Morgenhimmel gesehen werden. Im 20. Jahrhundert hat es zum Beispiel nicht einen einzigen Venustransit gegeben.

Steht die Venus östlich der Sonne, kann sie als Abendstern am Westhimmel beobachtet werden, steht sie westlich, kann sie als Morgenstern am Osthimmel gesehen werden. Hierbei sind Sichtbarkeitszeiten von bis zu 4,5 Stunden (vom Venusaufgang bis zum Sonnenaufgang bzw. vom Sonnenuntergang bis zum Venusuntergang) möglich. Wegen ihrer großen Helligkeit und ihres größeren Winkelabstandes ist Venus viel leichter zu beobachten als Merkur. Bei günstigem Wetter kann sie zur Zeit der größten Elongation von 48 Grad am Tag mit bloßem Auge gesehen werden.

Aufgrund ihrer Bahnbewegung zeigt die Venus im Teleskop je nach Position unterschiedliche Phasen (wie die Phasen des Mondes). Vor und nach einer oberen Konjunktion erscheint sie als kleines, fast rundes Scheibchen mit einem Durchmesser von etwa 10″ (Bogensekunden). Mit zunehmendem Winkelabstand von der Sonne wird sie perspektivisch größer und nimmt zur größten östlichen Elongation die Form einer abnehmenden „Halbvenus“ an. Während die Venus weiter der unteren Konjunktion zustrebt, wird ihr Winkelabstand zur Sonne wieder kleiner, sie zeigt eine schmaler werdende Sichel und erreicht ihren größten scheinbaren Durchmesser von etwa 60″. Während die scheinbare Größe der Venus als Ganzes also wächst, wird der Anteil der sichtbaren Fläche immer geringer, und umgekehrt, wenn sich der Kreis nach insgesamt 584 Tagen wieder schließt. Daher hat sie ihre größte scheinbare Helligkeit von gut –4^m in einer gewissen „Kompromissposition“, die sie etwa 35 Tage vor bzw. nach der unteren Konjunktion erreicht, wenn sie der Erde etwa 30 % ihrer beleuchteten Oberfläche zuwendet. Die Venus steht dann in ihrem größten Glanz. Im weiteren Verlauf kann, durch die Lichtstreuung ihrer Atmosphäre, an der leuchtenden Sichel eine starke Verlängerung der Spitzen beobachtet werden, das so genannte „Übergreifen der Hörnerspitzen“. Die Venussichel umfasst nahe der unteren Konjunktion also einen Bogen von weit über 180°, obwohl eine beleuchtete feste Kugel eigentlich nur einen Sichelbogen von exakt 180° zeigen sollte. Die ständig geschlossene Wolkendecke der Venus verwehrt dem Auge zwar jeden Einblick, verstärkt aber stets ihr Leuchten. Kurz vor der unteren Konjunktion schließt sich der Sichelbogen sogar vollständig zu einem Kreis. Dieser Effekt ist allerdings wegen der großen Sonnennähe nur schwer zu beobachten.

Der synodische Sichtbarkeitszyklus der Venus wiederholt sich gemäß der pentagrammartigen Verteilung der Konjunktionspunkte auf ihrer Bahn fünf mal hintereinander vor jeweils verschiedenem Sternenhintergrund. Dieser gesamte Sternenzyklus wiederholt sich wiederum fast auf den Tag genau alle 8 Jahre.

Siehe auch: Visuelle Astronomie

Sichtbarkeiten bis 2021

Größte östliche Elongation	Maximale Helligkeit	Stationär, wird rückläufig	Untere Konjunktion	Stationär, wird rechtläufig	Maximale Helligkeit	Größte westliche Elongation	Obere Konjunktion
29. März 2004 - 46°	3. Mai 2004	18. Mai 2004	8. Juni 2004	29. Juni 2004	13. Juli 2004	17. August 2004 - 45.8°	31. März 2005
3. November 2005 - 47.1°	12. Dezember 2005	23. Dezember 2005	13. Januar 2006	3. Februar 2006	14. Februar 2006	25. März 2006 - 46.5°	27. Oktober 2006
9. Juni 2007 - 45.4°	14. Juli 2007	25. Juli 2007	18. August 2007	7. September 2007	23. September 2007	28. Oktober 2007 - 46.5°	9. Juni 2008
14. Januar 2009 - 47.1°	20. Februar 2009	5. März 2009	27. März 2009	15. April 2009	29. April 2009	5. Juni 2009 - 45.9°	11. Januar 2010
20. August 2010 - 46°	27. September 2010	7. Oktober 2010	29. Oktober 2010	16. November 2010	2. Dezember 2010	8. Januar 2011 - 47°	16. August 2011
27. März 2012 - 46°	30. April 2012	15. Mai 2012	6. Juni 2012	27. Juni 2012	10. Juli 2012	15. August 2012 - 45.8°	28. März 2013
1. November 2013 - 47.1°	10. Dezember 2013	20. Dezember 2013	11. Januar 2014	31. Januar 2014	11. Februar 2014	22. März 2014 - 46.6°	25. Oktober 2014
6. Juni 2015 - 45.4°	12. Juli 2015	23. Juli 2015	15. August 2015	5. September 2015	20. September 2015	26. Oktober 2015 - 46.4°	6. Juni 2016
12. Januar 2017 - 47.1°	18. Februar 2017	2. März 2017	25. März 2017	12. April 2017	26. April 2017	3. Juni 2017 - 45.9°	9. Januar 2018
17. August 2018 - 45.9°	25. September 2018	5. Oktober 2018	26. Oktober 2018	24. November 2018	30. November 2018	6. Januar 2019 - 47°	14. August 2019
24. März 2020 - 46.1°	28. April 2020	13. Mai 2020	3. Juni 2020	24. Juni 2020	8. Juli 2020	13. August 2020 - 45.8°	26. März 2021

Siehe auch: Liste der Merkurpositionen

Venustransit

Hauptartikel: Venustransit

Trifft die untere Konjunktion mit dem Knotenpunkt der Venusbahn (einem Schnittpunkt mit der Ekliptik) zusammen, steht die Venus genau vor der Sonnenscheibe, und es kommt zu einem Durchgang (Transit). Der letzte Venusdurchgang ereignete sich am 8. Juni 2004, zwischen ca. 07:15 und 13:23 Uhr MESZ und konnte von ganz Europa aus beobachtet werden. Weitere Venusdurchgänge (nach dem gregorianischen Kalender):

5. Juni 1518
2. Juni 1526
7. Dezember 1631 (von Johannes Kepler vorausberechnet, in Europa nicht sichtbar)
4. Dezember 1639 (von Jeremiah Horrocks berechnet und beobachtet)
6. Juni 1761 (weltweit koordinierte Beobachtungsexpeditionen)
3. Juni 1769
9. Dezember 1874
6. Dezember 1882
8. Juni 2004
6. Juni 2012 (in Mitteleuropa ist nur das Ende sichtbar)
11. Dezember 2117
8. Dezember 2125
11. Juni 2247
9. Juni 2255

Durchgänge der Venus finden immer abwechselnd im Juni oder im Dezember statt, weil zu diesen Zeiten die Erde die Knoten der Venusbahn passiert. Der Zyklus der Transits beträgt 243 Jahre, dabei finden vier Durchgänge mit den Abständen von 8 Jahren, von 121,5 Jahren, wieder von 8 und dann nach 105,5 Jahren statt. Durch die Beobachtung eines Venustransits von verschiedenen Positionen auf der Erde kann man mit der Messung der Horizontalparallaxe die Entfernung Erde-Sonne (die Astronomische Einheit) ableiten.

Siehe auch: Merkurtransit

Kulturgeschichte

Da die Venus das hellste sternartige Objekt am Firmament ist, hat sie wohl seit Anbeginn der Kulturgeschichte eine tragende Rolle in der Astronomie aber auch in der Mythologie und der Astrologie gespielt. Im alten Babylon verband man den hellsten Wandelstern mit Ishtar, der bedeutendsten babylonischen Göttin. Im frühen antiken Griechenland nannte man die Venus als Morgenstern Phosphoros (svw. „Lichtbringer“) – auf lateinisch Lucifer –, manchmal auch Heosphoros, und als Abendstern Hesperos. Erst die späteren Hellenen bezogen diesen Planeten auf die Göttin Aphrodite. Im alten Ägypten verband man den Wandelstern mit der Göttin Isis, und in der germanischen Mythologie mit der Göttin Freyja (altnord. „Herrin“) bzw. Freia, auf die unser Wochentagsname für den Freitag zurückgeht. Mit der Renaissance hat sich für den Planeten der Name Venus (lat. „Anmut“, „Liebreiz“) der römischen Liebesgöttin durchgesetzt, der Name einer altitalienischen Gartengöttin, die später der griechischen Aphrodite gleichgesetzt wurde.

Seit der Antike wird sowohl für den Planeten als auch für die Göttin Venus das Pentagramm als Symbol benutzt. Der Ursprung dieser Symbolik liegt anscheinend in der besonderen periodischen Bewegung des Planeten, dessen auffälligste Positionen am Sternenhimmel im Zeitraum von acht Jahren ein recht exaktes Pentagramms beschreiben. Es gibt Vermutungen, dass die Griechen die Olympischen Spiele der Antike nach diesem Zyklus ausgerichtet haben.

In der Astrologie ist die Venus unter anderem das Symbol des Bindungsvermögens.

Im antiken China ordnete man gemäß der Fünf-Elemente-Lehre den Planeten Venus der Wandlungsphase Metall zu. Daher heißt die Venus im Chinesischen und Japanischen Metall-Stern (金星 chin. jīnxīng, jap. kinsei).

Siehe auch: Kulturgeschichte, Archäoastronomie

Venus in Literatur, Film und Musik

In den ersten wissenschaftlich untermauerten Vorstellungen von der Venus als Weltkörper galt dieser erdähnliche Planet durch seine größere Sonnennähe im Gegensatz zum Mars als eine lebensfreundlichere, junge und sehr warme Welt der Urzeit, die unter der undurchdringlichen Wolkendecke von Dschungel und Wüsten geprägt ist.

Edgar Rice Burroughs, der Schöpfer von Tarzan, verfasste von 1932 bis 1970 insgesamt neun Romane, die auf der Venus spielen, darunter Piraten der Venus, Auf der Venus verschollen und Krieg auf der Venus.

1948 erschien von Robert A. Heinlein das Jugendbuch Weltraumkadetten (Space Cadet). Ein amerikanischer Offiziersschüler besteht als Bewerber der interplanetarischen Friedenspatrouille im Jahr 2075, im Einsatz für das friedliche Zusammenleben der verschiedenen Planetenvölker, seine erste Feuerprobe gegen einen Aufstand der amphibischen Wesen der Venus.

1951 folgte nach anderen mit Zwischen den Planeten (Between Planets) ein weiteres Jugendbuch von Heinlein, das teils auf der Venus handelt. Mars und Venus sind von Kolonisten der Erde besiedelt, die in friedlicher Koexistenz mit jeweils einheimischen intelligente Spezies leben. Hier rebellieren die Kolonisten des „Nebelplaneten“ Venus gegen die Regierung auf der Erde.

1951 erschien von Stanislaw Lem der Roman Astronauci (Astronauten), der auch unter dem deutschen Titel Planet des Todes herausgegeben wurde. Nach dieser Romanvorlage entstand 1960 als Gemeinschaftsproduktion der DDR und Polen der Film Der schweigende Stern (Verleihtitel in der BRD: Raumschiff Venus antwortet nicht). Das Werk bezieht sich auf die Gefahr eines atomaren Weltkrieges. Nach der Identifizierung eines geheimnisvollen Fundes bricht im Jahr 1970 eine internationale Expedition zum Zweck der Nachforschung zur Venus auf und entschlüsselt unterwegs den Hinweis auf einen 1908 fehlgeschlagenen Angriff auf die Erde. Am Ziel angekommen, findet die Besatzung eine leblose, radioaktiv verseuchte Welt vor, auf der nur noch die automatischen Anlagen einer Vernichtungsmaschinerie laufen, der die Bewohner der Venus offenbar selbst zum Opfer gefallen sind.

1964 ist der wissenschaftlich-phantastischen Roman Das Erbe der Phaetonen von Georgi Martynow auf deutsch erschienen. Die Venus und ihre menschenähnlichen Bewohner spielen in der sehr abwechslungsreichen Geschichte eine Nebenrolle als Zwischenstation auf der Suche nach den Spuren der alten Zivilisation des als Asteroidengürtel untergegangenen fünften Planeten Arsenia (Phaeton).

In der Musik hat Gustav Holst der Venus in seiner Orchestersuite Die Planeten (1914–1916) den zweiten Satz “Venus, the Bringer of Peace” („Venus, die Friedensbringerin“) gewidmet.

Siehe auch

Wissenschaftliche Literatur

Lexikon der Astronomie in 2 Bänden. Verlag Herder; Freiburg, Basel, Wien, ISBN 3-451-21632-9
ABC-Lexikon Astronomie. Spektrum Akademischer Verlag; Heidelberg, Berlin, Oxford, ISBN 3-86025-688-2
David Morrison: Planetenwelten. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg, Berlin, ISBN 3-8274-0527-0
Planeten und ihre Monde. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg, Berlin, ISBN 3-8274-0218-2
Der NASA-Atlas des Sonnensystems. Knaur, ISBN 3-426-66454-2
Holger Heuseler, Ralf Jaumann, Gerhard Neukum: Zwischen Sonne und Pluto. BLV; München, Wien, Zürich, ISBN 3-405-15726-9
Jürgen Blunck: Götter in Planeten und Monden. Verlag Harri Deutsch, Frankfurt am Main, Thun, ISBN 3-8171-1003-0
Peter Cattermole, Patrick Moore: Atlas of Venus. Cambridge university press, ISBN 0-521-49652-7

Weblinks

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