Als zweitgrößter Planet der Sonne ist Venus nach Sonne und Mond der hellste Stern im Sonnensystem. Die maximale Helligkeit des Planeten beträgt 4,4. Bei der Beobachtung durch ein Teleskop ist deutlich zu erkennen, dass der Planet seine Phasen ändert, genau wie der Mond. Die nahezu kreisförmige Umlaufbahn der Venus liegt innerhalb der Erdumlaufbahn. Der maximale Winkel der Entfernung des Planeten zu unserem Stern beträgt 48°, und in diesen Positionen kann Venus etwa 3 Stunden vor Sonnenaufgang oder nach Sonnenuntergang sichtbar sein.

In manchen Jahren können Transite des Planeten über die Sonnenscheibe beobachtet werden.

Die Venus dreht sich um ihre um 2° zur Bahnebene geneigte Achse von West nach Ost, also in die entgegengesetzte Richtung wie die meisten Planeten.

Die wolkige Atmosphäre der Venus besteht hauptsächlich aus hochdichtem Kohlendioxid, was es schwierig macht, die Oberfläche des Planeten zu sehen. Erst mithilfe von Radarmessungen konnten Wissenschaftler die Topographie des Planeten „sehen“, der mit Hunderttausenden Bergen, Schluchten und Vulkankratern bedeckt ist. Einige der Vulkane erreichen eine Höhe von 3 km; ihr Durchmesser beträgt etwa 500 km. Einige Wissenschaftler glauben, dass es auf dem Planeten immer noch vulkanische Aktivität gibt. Es wurde jedoch keine Bestätigung dafür gefunden.

Aufgrund der Ähnlichkeit von Venus und Erde gehen Wissenschaftler davon aus, dass es in der Antike wie auf unserem Planeten Ozeane gab. Aufgrund der starken Erwärmung der Planetenoberfläche könnten sie jedoch vollständig verdampfen.

Die Dichte der Venusatmosphäre beträgt 1/14 der Dichte von Wasser. Daher ist der Druck auf der Oberfläche des Planeten sehr hoch – etwa 93 Atmosphären. Berechnungen zeigen, dass auf der Venus fast die gesamte Atmosphäre in eine einzige Bewegung verwickelt ist und einen riesigen Hurrikan bildet, der mit einer Geschwindigkeit von etwa 130 m/s an der Wolkenobergrenze weht.

Die dichte Atmosphäre der Venus erstreckt sich bis zu einer Höhe von 250 km. Aufgrund des starken Treibhauseffekts erreicht die Oberflächentemperatur fast 500 Grad Celsius.

In der antiken römischen Mythologie ist Venus die Göttin der Liebe und Schönheit. In den Mythen des antiken Griechenlands wird Venus Aphrodite genannt.

Erkundung der Venus

Lateinischer Name: Venus
Symbol: Göttin der Liebe und Schönheit
Durchschnittlicher Radius: 6052 km (7. Platz)
Gewicht: 48,685 x 1023 kg (7. Platz)
Dichte: 5,204 g/cm3
Beschleunigung von St. Fall: 8,87 m/s2
Umlaufzeit um die Sonne: 225 Erdentage
Umlaufgeschwindigkeit: 35,0 km/s
Tageslänge: 243 Erdentage
Orbitaldurchmesser: 1,446 AE. e.
Orbitalneigung: 3,39°
Magnetfeld: nein
Satelliten: nein
Atmosphäre: Kohlendioxid (96,5%)

Mehr als 20 Raumsonden haben die Venus und ihre Umgebung besucht, beginnend mit Mariner 2 im Jahr 1962. Venera 9 war 1975 die erste Raumsonde, die sanft auf der Planetenoberfläche landete. Das amerikanische Raumschiff Pioneer-Venus ermöglichte den Erhalt der ersten hochwertigen Raumsonde Karte der Planetenoberfläche im Jahr 1978. Magellan, 1989 gestartet, war erfolgreicher als andere. Mit diesem Gerät war es möglich, detaillierte Bilder von 98 % der Planetenoberfläche zu erhalten.

Und schließlich nahm die im Oktober 2005 gestartete Raumsonde Venus Express im Mai 2006 ihren Betrieb im Orbit um den Planeten auf.

Die Phasen der Venus wurden erstmals 1610 von G. Galilei entdeckt. Der Durchgang der Venus durch die Sonnenscheibe am 4. Dezember 1639 wurde erstmals vom englischen Astronomen Jeremiah Horrocks (1619-1641) beobachtet.

Im Jahr 1761 fand der nächste Venustransit über die Sonnenscheibe statt. Es ermöglichte die Klärung der Entfernung von der Erde zur Sonne mit einer vom englischen Astronomen E. Halley entwickelten Methode. Dies erforderte jedoch Beobachtungen dieses Phänomens auf der ganzen Welt.

In Russland wurden Beobachtungen der Venus von M. V. Lomonosov organisiert. Er wandte sich mit einem Vorschlag an den Senat, in dem er die Notwendigkeit begründete, eine Expedition für astronomische Forschung in Sibirien auszurüsten. Als M. V. Lomonosov am 6. Juni 1761 das „Phänomen der Venus auf der Sonne“ beobachtete, bemerkte er, dass die Form der Planetenscheibe am Kontaktpunkt gebogen wurde, als Venus die Sonnenscheibe „berührte“. Gleichzeitig erschien ein „haardünner, heller Teil der Sonne“, der die Himmelskörper trennte. Dieses Phänomen konnte nur durch die Brechung der Sonnenstrahlen in der Atmosphäre des Planeten erklärt werden.

Während des Vorbeiflugs der Raumsonde Galileo an der Venus im Jahr 1990 wurde die Oberfläche des Planeten mit einem IR-Spektrometer fotografiert. Es wurden „transparente Fenster“ entdeckt, durch die die Oberfläche des Planeten sichtbar ist.

Venus ist der zweite Planet im Sonnensystem von der Sonne aus, benannt nach der römischen Göttin der Liebe. Dies ist eines der hellsten Objekte der Himmelssphäre, der „Morgenstern“, der im Morgengrauen und Sonnenuntergang am Himmel erscheint. Venus ähnelt in vielerlei Hinsicht der Erde, ist aber keineswegs so freundlich, wie es aus der Ferne scheint. Die Bedingungen dort sind für die Entstehung von Leben völlig ungeeignet. Die Oberfläche des Planeten ist vor uns durch eine Atmosphäre aus Kohlendioxid und Schwefelsäurewolken verborgen, was einen starken Treibhauseffekt erzeugt. Die Undurchsichtigkeit der Wolken erlaubt keine detaillierte Untersuchung der Venus, weshalb sie für uns immer noch einer der geheimnisvollsten Planeten bleibt.

eine kurze Beschreibung von

Venus umkreist die Sonne in einer Entfernung von 108 Millionen km, und dieser Wert ist nahezu konstant, da die Umlaufbahn des Planeten nahezu perfekt kreisförmig ist. Gleichzeitig ändert sich die Entfernung zur Erde deutlich – von 38 auf 261 Millionen km. Der Radius der Venus beträgt durchschnittlich 6052 km, die Dichte beträgt 5,24 g/cm³ (dichter als die der Erde). Die Masse entspricht 82 % der Masse der Erde – 5·10 24 kg. Auch die Beschleunigung des freien Falls kommt der der Erde nahe – 8,87 m/s². Die Venus hat keine Satelliten, aber bis zum 18. Jahrhundert wurden immer wieder Versuche unternommen, sie zu finden, die jedoch erfolglos blieben.

In 225 Tagen vollendet der Planet einen vollständigen Umlauf auf seiner Umlaufbahn, und die Tage auf der Venus sind die längsten im gesamten Sonnensystem: Sie dauern bis zu 243 Tage und sind damit länger als das Venusjahr. Die Venus bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von 35 km/s auf ihrer Umlaufbahn. Die Neigung der Umlaufbahn zur Ekliptikebene ist ziemlich groß – 3,4 Grad. Die Rotationsachse steht fast senkrecht zur Umlaufebene, wodurch die Nord- und Südhalbkugel fast gleichermaßen von der Sonne beleuchtet werden und es auf dem Planeten keinen Wechsel der Jahreszeiten gibt. Ein weiteres Merkmal der Venus ist, dass ihre Rotations- und Umlaufrichtungen im Gegensatz zu anderen Planeten nicht übereinstimmen. Es wird angenommen, dass dies auf einen heftigen Zusammenstoß mit einem großen Himmelskörper zurückzuführen ist, der die Ausrichtung der Rotationsachse veränderte.

Venus wird als terrestrischer Planet eingestuft und aufgrund ihrer Ähnlichkeit in Größe, Masse und Zusammensetzung auch als Schwester der Erde bezeichnet. Aber die Bedingungen auf der Venus können kaum als ähnlich wie auf der Erde bezeichnet werden. Seine Atmosphäre besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid und ist die dichteste aller Planeten dieser Art. Der atmosphärische Druck ist 92-mal höher als der auf der Erde. Die Oberfläche ist in dicke Schwefelsäurewolken eingehüllt. Sie sind selbst für künstliche Satelliten undurchsichtig für sichtbare Strahlung, was es lange Zeit schwierig machte, zu sehen, was sich unter ihnen befand. Erst Radarmethoden ermöglichten erstmals die Untersuchung der Topographie des Planeten, da sich herausstellte, dass die Venuswolken für Radiowellen transparent waren. Es wurde festgestellt, dass es auf der Oberfläche der Venus viele Spuren vulkanischer Aktivität gibt, es wurden jedoch keine aktiven Vulkane gefunden. Es gibt nur sehr wenige Krater, was auf die „Jugend“ des Planeten hinweist: Sein Alter beträgt etwa 500 Millionen Jahre.

Ausbildung

Die Venus unterscheidet sich in ihren Bewegungsbedingungen und -eigenschaften stark von anderen Planeten im Sonnensystem. Und es ist immer noch unmöglich, die Frage zu beantworten, was der Grund für diese Einzigartigkeit ist. Erstens: Ist dies das Ergebnis natürlicher Evolution oder geochemischer Prozesse, die durch die Nähe zur Sonne verursacht werden?

Einer einzigen Hypothese über den Ursprung der Planeten in unserem System zufolge entstanden sie alle aus einem riesigen protoplanetaren Nebel. Dadurch war die Zusammensetzung aller Atmosphären lange Zeit gleich. Nach einiger Zeit konnten nur noch die kalten Riesenplaneten die häufigsten Elemente – Wasserstoff und Helium – zurückhalten. Von Planeten, die näher an der Sonne liegen, wurden diese Substanzen tatsächlich in den Weltraum „weggeblasen“ und umfassten schwerere Elemente – Metalle, Oxide und Sulfide. Planetenatmosphären wurden hauptsächlich durch vulkanische Aktivität gebildet und ihre ursprüngliche Zusammensetzung hing von der Zusammensetzung der vulkanischen Gase in der Tiefe ab.

Atmosphäre

Venus hat eine sehr starke Atmosphäre, die ihre Oberfläche vor direkter Beobachtung verbirgt. Der größte Teil davon besteht aus Kohlendioxid (96 %), 3 % sind Stickstoff und andere Stoffe – Argon, Wasserdampf und andere – noch weniger. Darüber hinaus sind in der Atmosphäre in großen Mengen Schwefelsäurewolken vorhanden, die sie für sichtbares Licht undurchlässig machen, Infrarot-, Mikrowellen- und Radiostrahlung jedoch durchdringen. Die Atmosphäre der Venus ist 90-mal massereicher als die der Erde und auch viel heißer – ihre Temperatur beträgt 740 K. Der Grund für diese Erwärmung (mehr als auf der Oberfläche des sonnennäheren Merkur) liegt im Treibhauseffekt entsteht durch die hohe Dichte von Kohlendioxid – dem Hauptbestandteil der Atmosphäre. Die Höhe der Venusatmosphäre beträgt etwa 250-350 km.

Die Atmosphäre der Venus zirkuliert ständig und rotiert sehr schnell. Seine Rotationsperiode ist um ein Vielfaches kürzer als die des Planeten selbst – nur 4 Tage. Auch die Windgeschwindigkeit ist enorm – etwa 100 m/s in den oberen Schichten, was viel höher ist als auf der Erde. In tieferen Höhen schwächt sich die Windbewegung jedoch deutlich ab und erreicht nur noch etwa 1 m/s. An den Polen des Planeten bilden sich mächtige Antizyklone – S-förmige Polarwirbel.

Die Atmosphäre der Venus besteht wie die der Erde aus mehreren Schichten. Die untere Schicht – die Troposphäre – ist die dichteste (99 % der Gesamtmasse der Atmosphäre) und erstreckt sich bis zu einer durchschnittlichen Höhe von 65 km. Aufgrund der hohen Oberflächentemperatur ist der untere Teil dieser Schicht der heißeste in der Atmosphäre. Auch hier ist die Windgeschwindigkeit gering, nimmt aber mit zunehmender Höhe zu, Temperatur und Druck nehmen ab und nähern sich in etwa 50 km Höhe bereits terrestrischen Werten an. In der Troposphäre wird die größte Zirkulation von Wolken und Winden beobachtet und Wetterphänomene beobachtet – Wirbelstürme, mit großer Geschwindigkeit rauschende Hurrikane und sogar Blitze, die hier doppelt so oft einschlagen wie auf der Erde.

Zwischen der Troposphäre und der nächsten Schicht – der Mesosphäre – gibt es eine dünne Grenze – die Tropopause. Hier sind die Bedingungen denen auf der Erdoberfläche am ähnlichsten: Die Temperaturen liegen zwischen 20 und 37 °C und der Druck entspricht in etwa dem auf Meereshöhe.

Die Mesosphäre nimmt Höhen von 65 bis 120 km ein. Sein unterer Teil hat eine nahezu konstante Temperatur von 230 K. In einer Höhe von etwa 73 km beginnt die Wolkenschicht, und hier nimmt die Temperatur der Mesosphäre mit der Höhe allmählich auf 165 K ab. In etwa einer Höhe von 95 km beginnt die Mesopause beginnt, und hier beginnt sich die Atmosphäre wieder auf Werte in der Größenordnung von 300-400 K zu erwärmen. Die Temperatur ist für die darüber liegende Thermosphäre gleich und erstreckt sich bis zu den oberen Grenzen der Atmosphäre. Bemerkenswert ist, dass sich die Temperaturen der Schichten auf der Tag- und Nachtseite je nach Beleuchtung der Planetenoberfläche durch die Sonne deutlich unterscheiden: Beispielsweise liegen die Tageswerte für die Thermosphäre bei etwa 300 K, die Nachtwerte ​​sind nur etwa 100 K. Darüber hinaus verfügt die Venus auch in Höhen von 100 – 300 km über eine ausgedehnte Ionosphäre.

In einer Höhe von 100 km befindet sich in der Atmosphäre der Venus eine Ozonschicht. Der Mechanismus seiner Entstehung ähnelt dem auf der Erde.

Die Venus verfügt über kein eigenes Magnetfeld, aber es gibt eine induzierte Magnetosphäre, die aus Strömen ionisierter Sonnenwindteilchen besteht und das in der koronalen Materie eingefrorene Magnetfeld des Sterns mit sich bringt. Die Kraftlinien des induzierten Magnetfeldes scheinen um den Planeten zu fließen. Da jedoch kein eigenes Feld vorhanden ist, dringt der Sonnenwind ungehindert in die Atmosphäre ein und löst seinen Abfluss durch den magnetosphärischen Schweif aus.

Die dichte und undurchsichtige Atmosphäre lässt das Sonnenlicht praktisch nicht auf die Oberfläche der Venus gelangen, daher ist ihre Beleuchtung sehr gering.

Struktur

Foto von einem interplanetaren Raumschiff

Dank der Entwicklung des Radars sind Informationen über die Topographie und die innere Struktur der Venus erst seit relativ kurzer Zeit verfügbar. Mithilfe von Radioaufnahmen des Planeten konnte eine Karte seiner Oberfläche erstellt werden. Es ist bekannt, dass mehr als 80 % der Oberfläche mit Basaltlava gefüllt sind, was darauf hindeutet, dass das moderne Relief der Venus hauptsächlich durch Vulkanausbrüche entstanden ist. Tatsächlich gibt es auf der Oberfläche des Planeten viele Vulkane, vor allem kleine, mit einem Durchmesser von etwa 20 Kilometern und einer Höhe von 1,5 Kilometern. Ob einer von ihnen aktiv ist, lässt sich derzeit nicht sagen. Auf der Venus gibt es viel weniger Krater als auf anderen Erdplaneten, da die dichte Atmosphäre den meisten Himmelskörpern das Eindringen durch sie verhindert. Darüber hinaus entdeckten Raumsonden bis zu 11 km hohe Hügel auf der Oberfläche der Venus, die etwa 10 % der Gesamtfläche einnehmen.

Ein einheitliches Modell der inneren Struktur der Venus wurde bis heute nicht entwickelt. Der wahrscheinlichsten zufolge besteht der Planet aus einer dünnen Kruste (etwa 15 km), einem mehr als 3000 km dicken Mantel und einem massiven Eisen-Nickel-Kern im Zentrum. Das Fehlen eines Magnetfelds auf der Venus kann durch das Fehlen bewegter geladener Teilchen im Kern erklärt werden. Das bedeutet, dass der Kern des Planeten fest ist, weil sich in ihm keine Materie bewegt.

Überwachung

Da die Venus von allen Planeten der Erde am nächsten ist und daher am Himmel am besten sichtbar ist, wird ihre Beobachtung nicht schwierig sein. Mit bloßem Auge ist sie sogar tagsüber sichtbar, aber nachts oder in der Dämmerung erscheint Venus dem Auge mit einer Helligkeit von -4,4 als der hellste „Stern“ der Himmelssphäre M. Dank dieser beeindruckenden Helligkeit kann der Planet auch tagsüber durch ein Teleskop beobachtet werden.

Wie Merkur entfernt sich die Venus nicht sehr weit von der Sonne. Der maximale Ablenkwinkel beträgt 47°. Am bequemsten ist es, ihn kurz vor Sonnenaufgang oder unmittelbar nach Sonnenuntergang zu beobachten, wenn die Sonne noch unter dem Horizont steht und die Beobachtung nicht mit ihrem hellen Licht stört und der Himmel noch nicht dunkel genug ist, als dass der Planet zu hell leuchten könnte. Da bei Beobachtungen Details auf der Venusscheibe sehr subtil sind, ist die Verwendung eines hochwertigen Teleskops erforderlich. Und selbst darin ist höchstwahrscheinlich nur ein gräulicher Kreis ohne Details zu sehen. Unter guten Bedingungen und hochwertiger Ausrüstung sind jedoch manchmal immer noch dunkle, bizarre Formen und weiße Flecken zu erkennen, die durch atmosphärische Wolken entstehen. Ferngläser eignen sich nur für die Suche nach der Venus am Himmel und ihre einfachsten Beobachtungen.

Die Atmosphäre auf der Venus wurde von M.V. entdeckt. Lomonosov während seines Durchgangs durch die Sonnenscheibe im Jahr 1761.

Venus hat, wie der Mond und Merkur, Phasen. Dies erklärt sich dadurch, dass seine Umlaufbahn näher an der Sonne liegt als die der Erde und daher, wenn sich der Planet zwischen Erde und Sonne befindet, nur ein Teil seiner Scheibe sichtbar ist.

Die Tropopausenzone in der Atmosphäre der Venus wird aufgrund erdähnlicher Bedingungen für die Errichtung von Forschungsstationen und sogar für die Besiedlung in Betracht gezogen.

Venus hat keine Satelliten, aber lange Zeit gab es die Hypothese, dass sie früher Merkur war, aber aufgrund eines äußeren katastrophalen Einflusses ihr Gravitationsfeld verließ und ein unabhängiger Planet wurde. Darüber hinaus verfügt die Venus über einen Quasi-Satelliten – einen Asteroiden, dessen Umlaufbahn um die Sonne so ist, dass er dem Einfluss des Planeten lange Zeit nicht entgeht.

Im Juni 2012 fand der letzte Durchgang der Venus durch die Sonnenscheibe in diesem Jahrhundert statt, der vollständig im Pazifischen Ozean und fast in ganz Russland beobachtet wurde. Die letzte Passage wurde im Jahr 2004 und frühere im 19. Jahrhundert beobachtet.

Aufgrund vieler Ähnlichkeiten mit unserem Planeten galt lange Zeit Leben auf der Venus als möglich. Aber seit man über die Zusammensetzung seiner Atmosphäre, den Treibhauseffekt und andere klimatische Bedingungen Bescheid weiß, ist klar, dass ein solches Leben auf der Erde auf diesem Planeten unmöglich ist.

Venus ist einer der Kandidaten für Terraforming – die Veränderung des Klimas, der Temperatur und anderer Bedingungen auf dem Planeten, um ihn für das Leben auf den Organismen der Erde geeignet zu machen. Dazu muss zunächst eine ausreichende Menge Wasser an die Venus geliefert werden, damit der Prozess der Photosynthese beginnen kann. Außerdem ist es notwendig, die Temperatur an der Oberfläche deutlich zu senken. Dazu ist es notwendig, den Treibhauseffekt zu neutralisieren, indem Kohlendioxid in Sauerstoff umgewandelt wird, was durch Cyanobakterien erfolgen könnte, die in die Atmosphäre verteilt werden müssten.

Venus– der zweite Planet des Sonnensystems: Masse, Größe, Entfernung von Sonne und Planeten, Umlaufbahn, Zusammensetzung, Temperatur, interessante Fakten, Forschungsgeschichte.

Venus ist der zweite Planet von der Sonne und der heißeste Planet im Sonnensystem. Für die Menschen der Antike war Venus ein ständiger Begleiter. Es ist ein Abendstern und der hellste Nachbar, der seit Tausenden von Jahren beobachtet wird, nachdem seine planetarische Natur erkannt wurde. Deshalb kommt es in der Mythologie vor und wurde in vielen Kulturen und Völkern erwähnt. Mit jedem Jahrhundert wuchs das Interesse und diese Beobachtungen halfen, die Struktur unseres Systems zu verstehen. Bevor Sie mit der Beschreibung und den Eigenschaften beginnen, informieren Sie sich über interessante Fakten über die Venus.

Interessante Fakten über den Planeten Venus

Ein Tag dauert länger als ein Jahr

• Die Rotationsachse (Sterntag) dauert 243 Tage und die Umlaufbahn umfasst 225 Tage. Ein sonniger Tag dauert 117 Tage.

Dreht sich in die entgegengesetzte Richtung

• Venus kann retrograd sein, das heißt, sie dreht sich in die entgegengesetzte Richtung. Möglicherweise gab es in der Vergangenheit eine Kollision mit einem großen Asteroiden. Es zeichnet sich auch durch das Fehlen von Satelliten aus.

Zweiter in der Helligkeit am Himmel

• Für einen irdischen Beobachter ist nur der Mond heller als die Venus. Mit einer Helligkeit von -3,8 bis -4,6 ist der Planet so hell, dass er periodisch mitten am Tag erscheint.

Der atmosphärische Druck ist 92-mal höher als der auf der Erde

• Obwohl sie ähnlich groß sind, weist die Oberfläche der Venus nicht so viele Krater auf, da die dichte Atmosphäre ankommende Asteroiden auslöscht. Der Druck auf seiner Oberfläche ist vergleichbar mit dem, den man in großen Tiefen spürt.

Venus – irdische Schwester

• Der Unterschied in ihren Durchmessern beträgt 638 km und die Masse der Venus erreicht 81,5 % der Erdmasse. Auch in der Struktur ähneln sie sich.

Wird Morgen- und Abendstern genannt

• Die alten Menschen glaubten, dass sich vor ihnen zwei verschiedene Objekte befanden: Luzifer und Vesper (bei den Römern). Tatsache ist, dass seine Umlaufbahn die der Erde überholt und der Planet nachts oder tagsüber erscheint. Es wurde 650 v. Chr. von den Mayas ausführlich beschrieben.

Der heißeste Planet

• Die Temperatur des Planeten steigt auf 462°C. Venus weist keine bemerkenswerte Achsenneigung auf, daher mangelt es ihr an Saisonalität. Die dichte Atmosphärenschicht besteht aus Kohlendioxid (96,5 %) und speichert Wärme, wodurch ein Treibhauseffekt entsteht.

Studie im Jahr 2015 abgeschlossen

• Im Jahr 2006 wurde die Raumsonde Venus Express zum Planeten geschickt und betrat dessen Umlaufbahn. Die Mission dauerte zunächst 500 Tage, wurde aber später bis 2015 verlängert. Es gelang ihm, mehr als tausend Vulkane und Vulkanzentren mit einer Länge von 20 km zu finden.

Die erste Mission gehörte der UdSSR

• 1961 machte sich die sowjetische Raumsonde Venera 1 auf den Weg zur Venus, doch der Kontakt brach schnell ab. Das Gleiche geschah mit der amerikanischen Mariner 1. 1966 gelang es der UdSSR, den ersten Apparat (Venera-3) abzusenken. Dies half dabei, die Oberfläche zu erkennen, die sich hinter dem dichten sauren Dunst verbirgt. Mit dem Aufkommen der Röntgenkartierung in den 1960er Jahren schritt die Forschung voran. Es wird angenommen, dass es auf dem Planeten in der Vergangenheit Ozeane gab, die aufgrund der steigenden Temperaturen verdunsteten.

Größe, Masse und Umlaufbahn des Planeten Venus

Es gibt viele Ähnlichkeiten zwischen Venus und Erde, weshalb der Nachbar oft als Schwester der Erde bezeichnet wird. Nach Masse – 4,8866 x 10 24 kg (81,5 % der Erdoberfläche), Oberfläche – 4,60 x 10 8 km 2 (90 %) und Volumen – 9,28 x 10 11 km 3 (86,6 %).

Die Entfernung von der Sonne zur Venus beträgt 0,72 AE. e. (108.000.000 km), und die Welt ist praktisch frei von Exzentrizität. Sein Aphel erreicht 108.939.000 km und sein Perihel erreicht 107.477.000 km. Wir können also davon ausgehen, dass dies die kreisförmigste Umlaufbahn aller Planeten ist. Das untere Foto zeigt erfolgreich einen Vergleich der Größen von Venus und Erde.

Wenn sich die Venus zwischen uns und der Sonne befindet, nähert sie sich der Erde am nächsten an allen Planeten – 41 Millionen km. Dies geschieht einmal alle 584 Tage. Die Umlaufbahn dauert 224,65 Tage (61,5 % der Erdzeit).

Äquatorial	6051,5 km
Durchschnittlicher Radius	6051,8 km
Oberfläche	4,60 10 8 km²
Volumen	9,38 10 11 km³
Gewicht	4,86 10 24 kg
Durchschnittliche Dichte	5,24 g/cm³
Beschleunigungsfrei fällt am Äquator	8,87 m/s² 0,904 g
Erste Fluchtgeschwindigkeit	7,328 km/s
Zweite Fluchtgeschwindigkeit	10,363 km/s
Äquatoriale Geschwindigkeit Drehung	6,52 km/h
Rotationszeitraum	243,02 Tage
Achsenneigung	177,36°
Rektaszension Nordpol	18 Std. 11 Min. 2 Sek 272,76°
Norddeklination	67,16°
Albedo	0,65
Sichtbarer Stern Größe	−4,7
Winkeldurchmesser	9.7"–66.0"

Venus ist kein sehr normaler Planet und fällt vielen auf. Wenn sich fast alle Planeten im Sonnensystem der Reihe nach gegen den Uhrzeigersinn drehen, dreht sich die Venus im Uhrzeigersinn. Darüber hinaus verläuft der Prozess langsam und einer seiner Tage umfasst 243 irdische Tage. Es stellt sich heraus, dass der Sterntag länger ist als das Planetenjahr.

Zusammensetzung und Oberfläche des Planeten Venus

Es wird angenommen, dass der innere Aufbau dem der Erde mit Kern, Mantel und Kruste ähnelt. Der Kern muss zumindest teilweise flüssig sein, da beide Planeten fast gleichzeitig abkühlten.

Aber die Plattentektonik verdeutlicht die Unterschiede. Die Kruste der Venus ist zu stark, was zu einem geringeren Wärmeverlust führte. Dies könnte der Grund für das Fehlen eines internen Magnetfelds gewesen sein. Studieren Sie die Struktur der Venus im Bild.

Die Entstehung der Oberfläche wurde durch vulkanische Aktivität beeinflusst. Auf dem Planeten gibt es etwa 167 große Vulkane (mehr als auf der Erde), deren Höhe mehr als 100 km beträgt. Ihre Anwesenheit beruht auf dem Fehlen tektonischer Bewegung, weshalb wir uns mit der alten Erdkruste befassen. Sein Alter wird auf 300-600 Millionen Jahre geschätzt.

Es wird angenommen, dass Vulkane immer noch Lava ausstoßen können. Sowjetische Missionen sowie Beobachtungen der ESA bestätigten das Vorhandensein von Gewittern in der Atmosphärenschicht. Auf der Venus gibt es nicht die üblichen Niederschläge, daher kann ein Vulkan Blitze erzeugen.

Sie stellten außerdem einen periodischen Anstieg/Abfall der Schwefeldioxidmenge fest, was für Eruptionen spricht. IR-Bildgebung erkennt heiße Stellen, die auf Lava hinweisen. Sie können sehen, dass die Oberfläche perfekt erhaltene Krater aufweist, von denen es etwa 1000 gibt. Sie können einen Durchmesser von 3 bis 280 km erreichen.

Kleinere Krater findet man nicht, weil kleine Asteroiden in der dichten Atmosphäre einfach verglühen. Um die Oberfläche zu erreichen, ist ein Durchmesser von mehr als 50 Metern erforderlich.

Atmosphäre und Temperatur des Planeten Venus

Bisher war es äußerst schwierig, die Oberfläche der Venus zu sehen, da die Sicht durch einen unglaublich dichten atmosphärischen Dunst blockiert war, der aus Kohlendioxid mit geringen Beimischungen von Stickstoff bestand. Der Druck beträgt 92 bar und die atmosphärische Masse ist 93-mal größer als die der Erde.

Vergessen wir nicht, dass Venus der heißeste unter den Sonnenplaneten ist. Der Durchschnitt liegt bei 462°C, was Tag und Nacht stabil bleibt. Es geht um das Vorhandensein einer riesigen Menge CO 2, die zusammen mit Schwefeldioxidwolken einen starken Treibhauseffekt erzeugt.

Die Oberfläche ist isotherm (hat keinen Einfluss auf die Verteilung oder Temperaturänderungen). Die minimale Achsenneigung beträgt 3°, was auch das Erscheinen von Jahreszeiten verhindert. Temperaturänderungen werden nur mit der Höhe beobachtet.

Es ist erwähnenswert, dass die Temperatur am höchsten Punkt des Mount Maxwell 380 °C erreicht und der Luftdruck 45 bar beträgt.

Wenn Sie sich auf dem Planeten befinden, werden Sie sofort auf starke Windströmungen treffen, deren Beschleunigung 85 km/s erreicht. Sie umrunden den gesamten Planeten in 4-5 Tagen. Darüber hinaus können dichte Wolken Blitze bilden.

Atmosphäre der Venus

Astronom Dmitry Titov über das Temperaturregime auf dem Planeten, Schwefelsäurewolken und den Treibhauseffekt:

Geschichte der Erforschung des Planeten Venus

Die Menschen in der Antike wussten von seiner Existenz, glaubten jedoch fälschlicherweise, dass sich vor ihnen zwei verschiedene Objekte befanden: der Morgen- und der Abendstern. Es ist erwähnenswert, dass die Venus offiziell im 6. Jahrhundert v. Chr. als ein einzelnes Objekt wahrgenommen wurde. h., aber bereits 1581 v. e. Es gab eine babylonische Tafel, die die wahre Natur des Planeten klar erklärte.

Für viele ist Venus zur Personifikation der Göttin der Liebe geworden. Die Griechen benannten sie nach Aphrodite, und für die Römer wurde die Morgenerscheinung zu Luzifer.

Im Jahr 1032 beobachtete Avicenna erstmals den Vorbeizug der Venus vor der Sonne und erkannte, dass sich der Planet näher an der Erde als an der Sonne befand. Im 12. Jahrhundert fand Ibn Bajay zwei schwarze Flecken, die später mit den Transiten von Venus und Merkur erklärt wurden.

Im Jahr 1639 wurde der Transit von Jeremiah Horrocks überwacht. Galileo Galilei nutzte sein Instrument im frühen 17. Jahrhundert und notierte die Phasen des Planeten. Dies war eine äußerst wichtige Beobachtung, die darauf hinwies, dass die Venus um die Sonne kreiste, was bedeutet, dass Kopernikus Recht hatte.

1761 entdeckte Michail Lomonossow eine Atmosphäre auf dem Planeten und 1790 notierte Johann Schröter sie.

Die erste ernsthafte Beobachtung wurde 1866 von Chester Lyman gemacht. Um die dunkle Seite des Planeten herum befand sich ein vollständiger Lichtring, was erneut auf das Vorhandensein einer Atmosphäre hindeutete. Die erste UV-Untersuchung wurde in den 1920er Jahren durchgeführt.

Spektroskopische Beobachtungen enthüllten die Besonderheiten der Rotation. Vesto Slifer versuchte die Doppler-Verschiebung zu bestimmen. Doch als es ihm nicht gelang, begann er zu vermuten, dass sich der Planet zu langsam drehte. Darüber hinaus in den 1950er Jahren. Uns wurde klar, dass wir es mit einer retrograden Rotation zu tun hatten.

Radar wurde in den 1960er Jahren eingesetzt. und erzielten Rotationsraten, die den modernen nahe kommen. Dank des Arecibo-Observatoriums wurde über Merkmale wie den Mount Maxwell gesprochen.

Erforschung des Planeten Venus

Wissenschaftler aus der UdSSR begannen in den 1960er Jahren aktiv mit der Erforschung der Venus. schickte mehrere Raumschiffe. Die erste Mission scheiterte, da sie den Planeten nicht einmal erreichte.

Das Gleiche geschah beim ersten amerikanischen Versuch. Doch der 1962 entsandten Mariner 2 gelang es, die Planetenoberfläche in einer Entfernung von 34.833 km zu passieren. Beobachtungen bestätigten das Vorhandensein großer Hitze, die alle Hoffnungen auf die Anwesenheit von Leben sofort zunichte machte.

Das erste Gerät an der Oberfläche war die sowjetische Venera 3, die 1966 landete. Die Informationen wurden jedoch nie erhalten, da die Verbindung sofort unterbrochen wurde. Im Jahr 1967 kam Venera 4 auf den Markt. Beim Abstieg bestimmte der Mechanismus Temperatur und Druck. Doch schon während des Abstiegs waren die Batterien leer und die Kommunikation brach ab.

Mariner 10 flog 1967 in einer Höhe von 4000 km. Er erhielt Informationen über den Druck, die atmosphärische Dichte und die Zusammensetzung des Planeten.

Im Jahr 1969 trafen auch Venus 5 und 6 ein und konnten während ihres 50-minütigen Abstiegs Daten übertragen. Aber sowjetische Wissenschaftler gaben nicht auf. Venera 7 stürzte an der Oberfläche ab, konnte aber 23 Minuten lang Informationen übermitteln.

Von 1972-1975 Die UdSSR startete drei weitere Sonden, denen es gelang, die ersten Bilder der Oberfläche zu erhalten.

Mehr als 4.000 Bilder wurden von Mariner 10 auf dem Weg zum Merkur aufgenommen. Ende der 70er Jahre. Die NASA bereitete zwei Sonden (Pioneers) vor, von denen eine die Atmosphäre untersuchen und eine Oberflächenkarte erstellen sollte und die zweite in die Atmosphäre eindringen sollte.

1985 wurde das Vega-Programm gestartet, bei dem die Geräte den Halleyschen Kometen erforschen und zur Venus fliegen sollten. Sie warfen Sonden ab, aber die Atmosphäre wurde turbulenter und die Mechanismen wurden von starken Winden weggeblasen.

1989 flog Magellan mit seinem Radar zur Venus. Es verbrachte 4,5 Jahre im Orbit und bildete 98 % der Oberfläche und 95 % des Gravitationsfelds ab. Am Ende wurde er in der Atmosphäre in den Tod geschickt, um Dichtedaten zu erhalten.

Galileo und Cassini beobachteten die Venus im Vorbeigehen. Und 2007 schickten sie MESSENGER, der auf dem Weg zum Merkur einige Messungen durchführen konnte. Atmosphäre und Wolken wurden 2006 auch von der Sonde Venus Express überwacht. Die Mission endete 2014.

Die japanische Agentur JAXA schickte 2010 die Sonde Akatsuki, die jedoch nicht in die Umlaufbahn gelangte.

Im Jahr 2013 schickte die NASA ein experimentelles suborbitales Weltraumteleskop, das UV-Licht aus der Atmosphäre des Planeten untersuchte, um die Wassergeschichte der Venus genau zu untersuchen.

Ebenfalls im Jahr 2018 könnte die ESA das BepiColombo-Projekt starten. Es gibt auch Gerüchte über das Projekt Venus In-Situ Explorer, das 2022 starten könnte. Ziel ist es, die Eigenschaften von Regolith zu untersuchen. Russland kann im Jahr 2024 auch die Raumsonde Venera-D schicken, die sie zur Oberfläche absenken wollen.

Aufgrund der Nähe zu uns sowie der Ähnlichkeit bestimmter Parameter erwarteten einige, Leben auf der Venus zu entdecken. Jetzt wissen wir von ihrer höllischen Gastfreundschaft. Es gibt jedoch die Meinung, dass es dort einst Wasser und eine günstige Atmosphäre gab. Darüber hinaus liegt der Planet innerhalb der bewohnbaren Zone und verfügt über eine Ozonschicht. Natürlich führte der Treibhauseffekt vor Milliarden von Jahren zum Verschwinden des Wassers.

Das bedeutet jedoch nicht, dass wir nicht auf menschliche Kolonien zählen können. Die geeignetsten Bedingungen liegen in einer Höhe von 50 km. Dabei handelt es sich um Luftstädte, die auf langlebigen Luftschiffen basieren. Natürlich ist das alles schwierig, aber diese Projekte beweisen, dass wir immer noch an diesem Nachbarn interessiert sind. In der Zwischenzeit sind wir gezwungen, es aus der Ferne zu betrachten und von zukünftigen Siedlungen zu träumen. Jetzt wissen Sie, um welchen Planeten es sich bei der Venus handelt. Folgen Sie unbedingt den Links für weitere interessante Fakten und schauen Sie sich die Karte der Venusoberfläche an.

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Nützliche Artikel.

Planeten des Sonnensystems

Nach der offiziellen Position der Internationalen Astronomischen Union (IAU), der Organisation, die astronomischen Objekten Namen vergibt, gibt es nur 8 Planeten.

Pluto wurde 2006 aus der Planetenkategorie entfernt. Weil Es gibt Objekte im Kuipergürtel, die größer/gleich groß wie Pluto sind. Selbst wenn wir ihn als vollwertigen Himmelskörper betrachten, ist es daher notwendig, Eris zu dieser Kategorie hinzuzufügen, der fast die gleiche Größe wie Pluto hat.

Nach MAC-Definition gibt es 8 bekannte Planeten: Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun.

Alle Planeten werden je nach ihren physikalischen Eigenschaften in zwei Kategorien eingeteilt: Erdplaneten und Gasriesen.

Schematische Darstellung der Lage der Planeten

Terrestrische Planeten

Quecksilber

Der kleinste Planet im Sonnensystem hat einen Radius von nur 2440 km. Die Umlaufdauer um die Sonne, die zum besseren Verständnis mit einem Erdenjahr gleichgesetzt wird, beträgt 88 Tage, während Merkur es nur eineinhalb Mal schafft, sich um die eigene Achse zu drehen. Somit dauert sein Tag ungefähr 59 Erdentage. Lange Zeit glaubte man, dass dieser Planet der Sonne immer die gleiche Seite zuwendet, da sich Perioden seiner Sichtbarkeit von der Erde aus mit einer Häufigkeit von etwa vier Merkurtagen wiederholten. Dieses Missverständnis wurde mit der Einführung der Möglichkeit, Radarforschung zu nutzen und kontinuierliche Beobachtungen mithilfe von Raumstationen durchzuführen, ausgeräumt. Die Umlaufbahn des Merkur ist eine der instabilsten; nicht nur die Bewegungsgeschwindigkeit und sein Abstand zur Sonne ändern sich, sondern auch die Position selbst. Jeder Interessierte kann diesen Effekt beobachten.

Merkur in Farbe, Bild von der Raumsonde MESSENGER

Aufgrund seiner Nähe zur Sonne unterliegt Merkur den größten Temperaturschwankungen unter den Planeten unseres Systems. Die durchschnittliche Tagestemperatur liegt bei etwa 350 Grad Celsius und die Nachttemperatur bei -170 °C. In der Atmosphäre wurden Natrium, Sauerstoff, Helium, Kalium, Wasserstoff und Argon nachgewiesen. Es gibt eine Theorie, dass es sich früher um einen Trabanten der Venus handelte, diese bleibt jedoch bisher unbewiesen. Es verfügt über keine eigenen Satelliten.

Venus

Die Atmosphäre des zweiten Planeten von der Sonne besteht fast ausschließlich aus Kohlendioxid. Er wird oft als Morgenstern und Abendstern bezeichnet, weil er der erste Stern ist, der nach Sonnenuntergang sichtbar wird, ebenso wie er vor der Morgendämmerung weiterhin sichtbar ist, selbst wenn alle anderen Sterne aus dem Blickfeld verschwunden sind. Der Kohlendioxidanteil in der Atmosphäre beträgt 96 %, Stickstoff ist relativ wenig enthalten – fast 4 %, und Wasserdampf und Sauerstoff sind in sehr geringen Mengen vorhanden.

Venus im UV-Spektrum

Eine solche Atmosphäre erzeugt einen Treibhauseffekt; die Temperatur an der Oberfläche ist sogar höher als die von Merkur und erreicht 475 °C. Ein Venustag gilt als der langsamste und dauert 243 Erdentage, was fast einem Jahr auf der Venus entspricht – 225 Erdentagen. Viele nennen es die Schwester der Erde wegen seiner Masse und seines Radius, deren Werte denen der Erde sehr nahe kommen. Der Radius der Venus beträgt 6052 km (0,85 % des Erdradius). Wie bei Merkur gibt es keine Satelliten.

Der dritte Planet von der Sonne aus und der einzige in unserem System, auf dessen Oberfläche sich flüssiges Wasser befindet, ohne das sich das Leben auf dem Planeten nicht hätte entwickeln können. Zumindest das Leben, wie wir es kennen. Der Radius der Erde beträgt 6371 km und im Gegensatz zu anderen Himmelskörpern in unserem System sind mehr als 70 % ihrer Oberfläche mit Wasser bedeckt. Der Rest des Raumes wird von Kontinenten eingenommen. Ein weiteres Merkmal der Erde sind die unter dem Erdmantel verborgenen tektonischen Platten. Gleichzeitig sind sie in der Lage, sich fortzubewegen, wenn auch mit sehr geringer Geschwindigkeit, was im Laufe der Zeit zu Veränderungen in der Landschaft führt. Die Geschwindigkeit des Planeten, der sich entlang ihm bewegt, beträgt 29–30 km/s.

Unser Planet aus dem Weltraum

Eine Umdrehung um seine Achse dauert fast 24 Stunden, und ein vollständiger Durchgang durch die Umlaufbahn dauert 365 Tage, was im Vergleich zu seinen nächsten Nachbarplaneten viel länger ist. Der Tag und das Jahr der Erde werden ebenfalls als Standard akzeptiert, dies geschieht jedoch nur, um die Wahrnehmung von Zeiträumen auf anderen Planeten zu erleichtern. Die Erde hat einen natürlichen Satelliten – den Mond.

Mars

Der vierte Planet der Sonne, bekannt für seine dünne Atmosphäre. Seit 1960 wird der Mars von Wissenschaftlern aus mehreren Ländern, darunter der UdSSR und den USA, aktiv erforscht. Nicht alle Explorationsprogramme waren erfolgreich, aber an einigen Standorten gefundenes Wasser lässt darauf schließen, dass primitives Leben auf dem Mars existiert oder in der Vergangenheit existiert hat.

Die Helligkeit dieses Planeten ermöglicht es, ihn von der Erde aus ohne Instrumente zu sehen. Darüber hinaus wird es während der Konfrontation alle 15 bis 17 Jahre zum hellsten Objekt am Himmel und stellt sogar Jupiter und Venus in den Schatten.

Der Radius ist fast halb so groß wie der der Erde und beträgt 3390 km, aber das Jahr ist viel länger – 687 Tage. Er hat 2 Satelliten – Phobos und Deimos .

Visuelles Modell des Sonnensystems

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• Sonne

  Die Sonne ist ein Stern, ein heißer Ball aus heißen Gasen im Zentrum unseres Sonnensystems. Sein Einfluss reicht weit über die Umlaufbahnen von Neptun und Pluto hinaus. Ohne die Sonne und ihre intensive Energie und Wärme gäbe es kein Leben auf der Erde. Es gibt Milliarden von Sternen wie unserer Sonne, die über die gesamte Milchstraße verstreut sind.

• Quecksilber

  Der sonnenverbrannte Merkur ist nur geringfügig größer als der Erdtrabant Mond. Merkur hat wie der Mond praktisch keine Atmosphäre und kann die Einschlagspuren herabstürzender Meteoriten nicht glätten, weshalb er wie der Mond mit Kratern bedeckt ist. Die Tagseite des Merkur wird von der Sonne sehr heiß, während die Temperatur auf der Nachtseite Hunderte von Grad unter Null sinkt. In den Kratern des Merkur, die sich an den Polen befinden, befindet sich Eis. Merkur vollzieht alle 88 Tage einen Umlauf um die Sonne.

• Venus

  Die Venus ist eine Welt ungeheurer Hitze (noch mehr als auf Merkur) und vulkanischer Aktivität. Venus ähnelt in Struktur und Größe der Erde und ist von einer dichten und giftigen Atmosphäre bedeckt, die einen starken Treibhauseffekt erzeugt. Diese verbrannte Welt ist heiß genug, um Blei zu schmelzen. Radarbilder durch die mächtige Atmosphäre zeigten Vulkane und deformierte Berge. Die Venus dreht sich in die entgegengesetzte Richtung wie die meisten Planeten.

• Die Erde ist ein Ozeanplanet. Unser Zuhause mit seinem Reichtum an Wasser und Leben macht es einzigartig in unserem Sonnensystem. Auch andere Planeten, darunter mehrere Monde, verfügen über Eisablagerungen, Atmosphären, Jahreszeiten und sogar Wetter, aber nur auf der Erde kamen alle diese Komponenten so zusammen, dass Leben möglich wurde.

• Mars

  Obwohl Details der Marsoberfläche von der Erde aus schwer zu erkennen sind, deuten Beobachtungen durch ein Teleskop darauf hin, dass der Mars Jahreszeiten und weiße Flecken an den Polen hat. Jahrzehntelang glaubten die Menschen, dass die hellen und dunklen Bereiche auf dem Mars Vegetationsflecken seien, dass der Mars ein geeigneter Ort für Leben sein könnte und dass es in den Polkappen Wasser gäbe. Als die Raumsonde Mariner 4 1965 den Mars erreichte, waren viele Wissenschaftler schockiert, als sie Fotos des trüben, von Kratern übersäten Planeten sahen. Der Mars erwies sich als toter Planet. Neuere Missionen haben jedoch gezeigt, dass der Mars viele Rätsel birgt, die noch gelöst werden müssen.

• Jupiter

  Jupiter ist der massereichste Planet unseres Sonnensystems mit vier großen Monden und vielen kleinen Monden. Jupiter bildet eine Art Miniatur-Sonnensystem. Um ein vollwertiger Stern zu werden, musste Jupiter 80-mal massereicher werden.

• Saturn

  Saturn ist der am weitesten entfernte der fünf Planeten, die vor der Erfindung des Teleskops bekannt waren. Saturn besteht wie Jupiter hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Sein Volumen ist 755-mal größer als das der Erde. Winde in seiner Atmosphäre erreichen Geschwindigkeiten von 500 Metern pro Sekunde. Diese schnellen Winde verursachen in Kombination mit der aus dem Planeteninneren aufsteigenden Hitze die gelben und goldenen Streifen, die wir in der Atmosphäre sehen.

• Uranus

  Uranus, der erste Planet, der mit einem Teleskop entdeckt wurde, wurde 1781 vom Astronomen William Herschel entdeckt. Der siebte Planet ist so weit von der Sonne entfernt, dass ein Umlauf um die Sonne 84 Jahre dauert.

• Neptun

  Der ferne Neptun dreht sich fast 4,5 Milliarden Kilometer von der Sonne entfernt. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt er 165 Jahre. Aufgrund seiner großen Entfernung von der Erde ist es für das bloße Auge unsichtbar. Interessanterweise schneidet seine ungewöhnliche elliptische Umlaufbahn die Umlaufbahn des Zwergplaneten Pluto, weshalb sich Pluto etwa 20 von 248 Jahren, in denen er eine Umdrehung um die Sonne macht, in der Umlaufbahn von Neptun befindet.

• Pluto

  Pluto ist winzig, kalt und unglaublich weit entfernt. Er wurde 1930 entdeckt und galt lange als neunter Planet. Doch nach der Entdeckung noch weiter entfernter Pluto-ähnlicher Welten wurde Pluto 2006 als Zwergplanet eingestuft.

Planeten sind Riesen

Außerhalb der Umlaufbahn des Mars befinden sich vier Gasriesen: Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Sie befinden sich im äußeren Sonnensystem. Sie zeichnen sich durch ihre Massivität und Gaszusammensetzung aus.

Planeten des Sonnensystems, nicht maßstabsgetreu

Jupiter

Der fünfte Planet von der Sonne und der größte Planet in unserem System. Sein Radius beträgt 69912 km, er ist 19-mal größer als die Erde und nur 10-mal kleiner als die Sonne. Das Jahr auf Jupiter ist nicht das längste im Sonnensystem und dauert 4333 Erdentage (weniger als 12 Jahre). Sein eigener Tag dauert etwa 10 Erdenstunden. Die genaue Zusammensetzung der Planetenoberfläche ist noch nicht geklärt, es ist jedoch bekannt, dass Krypton, Argon und Xenon auf Jupiter in viel größeren Mengen vorhanden sind als auf der Sonne.

Es gibt die Meinung, dass einer der vier Gasriesen tatsächlich ein gescheiterter Stern ist. Diese Theorie wird auch durch die größte Anzahl von Satelliten gestützt, von denen Jupiter viele hat – bis zu 67. Um sich ihr Verhalten in der Umlaufbahn des Planeten vorzustellen, benötigt man ein ziemlich genaues und klares Modell des Sonnensystems. Die größten von ihnen sind Callisto, Ganymed, Io und Europa. Darüber hinaus ist Ganymed der größte Planet der Planeten im gesamten Sonnensystem, sein Radius beträgt 2634 km, was 8 % größer ist als die Größe von Merkur, dem kleinsten Planeten in unserem System. Io zeichnet sich dadurch aus, dass er einer von nur drei Monden mit Atmosphäre ist.

Saturn

Der zweitgrößte Planet und der sechste im Sonnensystem. Im Vergleich zu anderen Planeten ist er in der Zusammensetzung der chemischen Elemente der Sonne am ähnlichsten. Der Radius der Oberfläche beträgt 57.350 km, das Jahr beträgt 10.759 Tage (fast 30 Erdenjahre). Ein Tag dauert hier etwas länger als auf Jupiter – 10,5 Erdenstunden. In Bezug auf die Anzahl der Satelliten liegt er nicht viel hinter seinem Nachbarn – 62 gegenüber 67. Der größte Saturn-Satellit ist Titan, genau wie Io, der sich durch das Vorhandensein einer Atmosphäre auszeichnet. Etwas kleiner, aber nicht weniger berühmt sind Enceladus, Rhea, Dione, Tethys, Iapetus und Mimas. Es sind diese Satelliten, die am häufigsten beobachtet werden, und deshalb können wir sagen, dass sie im Vergleich zu den anderen am meisten untersucht werden.

Lange Zeit galten die Ringe auf dem Saturn als einzigartiges Phänomen. Erst kürzlich wurde festgestellt, dass alle Gasriesen Ringe haben, bei anderen sind sie jedoch nicht so deutlich sichtbar. Ihr Ursprung ist noch nicht geklärt, obwohl es mehrere Hypothesen darüber gibt, wie sie entstanden sind. Darüber hinaus wurde kürzlich entdeckt, dass Rhea, einer der Satelliten des sechsten Planeten, ebenfalls eine Art Ringe besitzt.

Und das dritthellste Objekt am Himmel nach Sonne und Mond. Dieser Planet wird manchmal genannt Schwester der Erde, was mit einer gewissen Ähnlichkeit in Gewicht und Größe verbunden ist. Die Oberfläche der Venus ist mit einer völlig undurchdringlichen Wolkenschicht bedeckt, deren Hauptbestandteil Schwefelsäure ist.

Benennung Venus Der Planet wurde nach der römischen Göttin der Liebe und Schönheit benannt. Schon zu Zeiten der alten Römer wussten die Menschen, dass diese Venus einer von vier Planeten ist, die sich von der Erde unterscheiden. Es war die höchste Leuchtkraft des Planeten, die Hervorhebung der Venus, die eine Rolle bei der Benennung nach der Göttin der Liebe spielte, und die es ermöglichte, dass der Planet jahrelang mit Liebe, Weiblichkeit und Romantik in Verbindung gebracht wurde.

Lange Zeit glaubte man, dass Venus und Erde Zwillingsplaneten seien. Der Grund dafür war ihre Ähnlichkeit in Größe, Dichte, Masse und Volumen. Später fanden Wissenschaftler jedoch heraus, dass sich die Planeten trotz der offensichtlichen Ähnlichkeit dieser Planeteneigenschaften stark voneinander unterscheiden. Wir sprechen über Parameter wie Atmosphäre, Rotation, Oberflächentemperatur und die Anwesenheit von Satelliten (Venus hat diese nicht).

Wie bei Merkur nahm das Wissen der Menschheit über die Venus in der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts erheblich zu. Bevor die Vereinigten Staaten und die Sowjetunion in den 1960er Jahren mit der Durchführung von Missionen begannen, hatten Wissenschaftler noch die Hoffnung, dass die Bedingungen unter den unglaublich dichten Wolken der Venus für Leben geeignet sein könnten. Die im Rahmen dieser Missionen gesammelten Daten bewiesen jedoch das Gegenteil: Die Bedingungen auf der Venus sind zu rau, als dass lebende Organismen auf ihrer Oberfläche existieren könnten.

Einen wesentlichen Beitrag zur Erforschung der Atmosphäre und Oberfläche der Venus leistete die gleichnamige Mission der UdSSR. Das erste Raumschiff, das zum Planeten geschickt wurde und am Planeten vorbeiflog, war Venera-1, entwickelt von der S.P. Rocket and Space Corporation Energia. Korolev (heute NPO Energia). Trotz der Tatsache, dass die Kommunikation mit diesem Schiff sowie mit mehreren anderen Missionsfahrzeugen unterbrochen wurde, gab es solche, die nicht nur die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre untersuchen, sondern sogar die Oberfläche selbst erreichen konnten.

Das erste Raumschiff, das am 12. Juni 1967 gestartet wurde und Atmosphärenforschung betreiben konnte, war Venera 4. Das Abstiegsmodul der Raumsonde wurde durch den Druck in der Atmosphäre des Planeten buchstäblich zerquetscht, aber dem Orbitalmodul gelang es, eine Reihe wertvoller Beobachtungen zu machen und die ersten Daten über die Temperatur, Dichte und chemische Zusammensetzung der Venus zu erhalten. Die Mission ergab, dass die Atmosphäre des Planeten zu 90 % aus Kohlendioxid mit geringen Mengen an Sauerstoff und Wasserdampf besteht.

Die Instrumente des Orbiters zeigten, dass die Venus keine Strahlungsgürtel und ein Magnetfeld hat, das 3000-mal schwächer ist als das Erdmagnetfeld. Ein Indikator für ultraviolette Strahlung der Sonne an Bord des Schiffes zeigte die Wasserstoffkorona der Venus, deren Wasserstoffgehalt etwa 1000-mal geringer war als in den oberen Schichten der Erdatmosphäre. Die Daten wurden später durch die Missionen Venera 5 und Venera 6 bestätigt.

Dank dieser und nachfolgender Studien können Wissenschaftler heute zwei große Schichten in der Atmosphäre der Venus unterscheiden. Die erste und wichtigste Schicht sind die Wolken, die den gesamten Planeten in einer undurchdringlichen Kugel bedecken. Das zweite ist alles unter diesen Wolken. Die Wolken rund um die Venus erstrecken sich 50 bis 80 Kilometer über der Planetenoberfläche und bestehen hauptsächlich aus Schwefeldioxid (SO2) und Schwefelsäure (H2SO4). Diese Wolken sind so dicht, dass sie 60 % des gesamten Sonnenlichts, das die Venus empfängt, zurück in den Weltraum reflektieren.

Die zweite Schicht, die sich unter den Wolken befindet, hat zwei Hauptfunktionen: Dichte und Zusammensetzung. Die kombinierte Wirkung dieser beiden Funktionen auf den Planeten ist enorm – sie macht Venus zum heißesten und unwirtlichsten aller Planeten im Sonnensystem. Aufgrund des Treibhauseffekts kann die Temperatur der Schicht 480 °C erreichen, wodurch die Oberfläche der Venus auf die Höchsttemperaturen in unserem System erhitzt werden kann.

Wolken der Venus

Mithilfe von Beobachtungen des Satelliten Venus Express der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) konnten Wissenschaftler erstmals zeigen, wie die Wetterbedingungen in den dicken Wolkenschichten der Venus mit ihrer Oberflächentopographie zusammenhängen. Es stellte sich heraus, dass die Wolken der Venus nicht nur die Beobachtung der Oberfläche des Planeten verhindern können, sondern auch Hinweise darauf geben, was sich genau darauf befindet.

Es wird angenommen, dass die Venus aufgrund des unglaublichen Treibhauseffekts, der ihre Oberfläche auf Temperaturen von 450 Grad Celsius erhitzt, sehr heiß ist. Das Klima an der Oberfläche ist deprimierend und es ist sehr schwach beleuchtet, da es von einer unglaublich dicken Wolkenschicht bedeckt ist. Gleichzeitig hat der auf dem Planeten vorhandene Wind eine Geschwindigkeit, die die Geschwindigkeit eines leichten Joggens nicht überschreitet – 1 Meter pro Sekunde.

Aus der Ferne betrachtet sieht der Planet, der auch Schwester der Erde genannt wird, jedoch ganz anders aus – glatte, helle Wolken umgeben den Planeten. Diese Wolken bilden eine zwanzig Kilometer dicke Schicht, die über der Oberfläche liegt und daher viel kälter ist als die Oberfläche selbst. Die typische Temperatur dieser Schicht beträgt etwa -70 Grad Celsius, was mit den Temperaturen auf den Wolkendecken der Erde vergleichbar ist. In der oberen Schicht der Wolke sind die Wetterbedingungen viel extremer: Die Winde wehen hunderte Male schneller als an der Oberfläche und sogar schneller als die Rotationsgeschwindigkeit der Venus selbst.

Mithilfe der Venus-Express-Beobachtungen konnten Wissenschaftler die Klimakarte der Venus deutlich verbessern. Sie konnten drei Aspekte des wolkigen Wetters auf dem Planeten identifizieren: wie schnell die Winde auf der Venus zirkulieren können, wie viel Wasser in den Wolken enthalten ist und wie hell diese Wolken über das Spektrum verteilt sind (im ultravioletten Licht).

„Unsere Ergebnisse zeigten, dass alle diese Aspekte: Wind, Wassergehalt und Wolkenzusammensetzung, irgendwie mit den Eigenschaften der Oberfläche der Venus selbst zusammenhängen“, sagte Jean-Loup Berto vom LATMOS-Observatorium in Frankreich, Hauptautor der neuen Venus-Express-Studie . „Wir nutzten Beobachtungen der Raumsonde aus einem Zeitraum von sechs Jahren, von 2006 bis 2012, und konnten so Muster langfristiger Wetterveränderungen auf dem Planeten untersuchen.“

Oberfläche der Venus

Vor der Radarforschung des Planeten wurden die wertvollsten Daten über die Oberfläche mit Hilfe des gleichnamigen sowjetischen Raumfahrtprogramms „Venus“ gewonnen. Das erste Fahrzeug, das sanft auf der Oberfläche der Venus landete, war die Raumsonde Venera 7, die am 17. August 1970 gestartet wurde.

Obwohl bereits vor der Landung viele Instrumente des Schiffes außer Betrieb waren, konnte er Druck- und Temperaturindikatoren an der Oberfläche identifizieren, die 90 ± 15 Atmosphären und 475 ± 20 ° C betrugen.

1 – Abstiegsfahrzeug;
2 – Sonnenkollektoren;
3 – Himmelsorientierungssensor;
4 – Schutzplatte;
5 – Korrekturantriebssystem;
6 – Verteiler des pneumatischen Systems mit Steuerdüsen;
7 – Kosmischer Teilchenzähler;
8 – Orbitalfach;
9 – Kühler-Kühler;
10 – Niedrigrichtungsantenne;
11 – stark gerichtete Antenne;
12 – Automatisierungseinheit des pneumatischen Systems;
13 – Druckstickstoffflasche

Die anschließende Mission „Venera 8“ erwies sich als noch erfolgreicher – es konnten erste oberflächliche Bodenproben gewonnen werden. Dank des auf dem Schiff installierten Gammaspektrometers konnte der Gehalt an radioaktiven Elementen wie Kalium, Uran und Thorium in den Gesteinen bestimmt werden. Es stellte sich heraus, dass der Boden der Venus in seiner Zusammensetzung terrestrischen Gesteinen ähnelt.

Die ersten Schwarzweißfotos der Oberfläche wurden von den Sonden Venera 9 und Venera 10 aufgenommen, die fast nacheinander gestartet wurden und am 22. bzw. 25. Oktober 1975 sanft auf der Oberfläche des Planeten landeten.

Danach wurden die ersten Radardaten der Venusoberfläche gewonnen. Die Bilder wurden 1978 aufgenommen, als die erste amerikanische Raumsonde Pioneer Venus in der Umlaufbahn des Planeten ankam. Aus den Bildern erstellte Karten zeigten, dass die Oberfläche hauptsächlich aus Ebenen besteht, deren Bildung durch mächtige Lavaströme verursacht wird, sowie aus zwei Bergregionen, die Ishtar Terra und Aphrodite genannt werden. Die Daten wurden anschließend durch die Missionen Venera 15 und Venera 16 bestätigt, die die nördliche Hemisphäre des Planeten kartierten.

Die ersten Farbbilder der Venusoberfläche und sogar Tonaufnahmen wurden mit dem Lander Venera 13 aufgenommen. Die Kamera des Moduls machte 14 Farb- und 8 Schwarzweißfotos der Oberfläche. Außerdem wurde erstmals ein Röntgenfluoreszenzspektrometer zur Analyse von Bodenproben eingesetzt, wodurch das vorrangige Gestein am Landeplatz – Leuzit-Alkali-Basalt – identifiziert werden konnte. Die durchschnittliche Oberflächentemperatur im Modulbetrieb betrug 466,85 °C und der Druck 95,6 bar.

Das Modul wurde gestartet, nachdem die Raumsonde Venera-14 die ersten Panoramabilder der Planetenoberfläche übertragen konnte:

Trotz der Tatsache, dass die mit Hilfe des Venus-Weltraumprogramms gewonnenen fotografischen Bilder der Planetenoberfläche immer noch die einzigen und einzigartigen sind und das wertvollste wissenschaftliche Material darstellen, konnten diese Fotografien keinen umfassenden Überblick über die Planetenoberfläche geben Topographie. Nach der Analyse der erzielten Ergebnisse konzentrierten sich die Weltraummächte auf die Radarforschung der Venus.

Im Jahr 1990 begann eine Raumsonde namens Magellan ihre Arbeit im Orbit der Venus. Es gelang ihm, bessere Radarbilder zu machen, die deutlich detaillierter und aussagekräftiger ausfielen. So stellte sich beispielsweise heraus, dass von den 1.000 Einschlagskratern, die Magellan entdeckte, kein einziger einen Durchmesser von mehr als zwei Kilometern hatte. Dies führte Wissenschaftler zu der Annahme, dass jeder Meteorit mit einem Durchmesser von weniger als zwei Kilometern beim Durchgang durch die dichte Venusatmosphäre einfach verglühte.

Aufgrund der dichten Wolkendecke, die die Venus umhüllt, sind Details ihrer Oberfläche mit einfachen fotografischen Mitteln nicht zu erkennen. Glücklicherweise gelang es den Wissenschaftlern, mithilfe der Radarmethode die notwendigen Informationen zu erhalten.

Während sowohl Fotografie als auch Radar Strahlung sammeln, die von einem Objekt reflektiert wird, unterscheiden sie sich stark in der Art und Weise, wie sie Strahlungsformen reflektieren. Die Fotografie erfasst sichtbares Licht, während die Radarkartierung Mikrowellenstrahlung erfasst. Der Vorteil des Einsatzes von Radar im Fall der Venus lag auf der Hand, da Mikrowellenstrahlung die dichten Wolken des Planeten durchdringen kann, während das für die Fotografie benötigte Licht dazu nicht in der Lage ist.

Daher haben zusätzliche Studien zur Kratergröße dazu beigetragen, Licht auf Faktoren zu werfen, die auf das Alter der Planetenoberfläche hinweisen. Es stellte sich heraus, dass es auf der Oberfläche des Planeten praktisch keine kleinen Einschlagskrater gibt, aber auch keine Krater mit großem Durchmesser. Dies ließ Wissenschaftler vermuten, dass die Oberfläche nach einer Zeit heftiger Bombardierung vor 3,8 bis 4,5 Milliarden Jahren entstand, als sich auf den inneren Planeten eine große Anzahl von Einschlagskratern bildete. Dies weist darauf hin, dass die Oberfläche der Venus ein relativ geringes geologisches Alter hat.

Die Untersuchung der vulkanischen Aktivität des Planeten enthüllte noch mehr charakteristische Merkmale der Oberfläche.

Das erste Merkmal sind die oben beschriebenen riesigen Ebenen, die in der Vergangenheit durch Lavaströme entstanden sind. Diese Ebenen bedecken etwa 80 % der gesamten Venusoberfläche. Das zweite charakteristische Merkmal sind die vulkanischen Formationen, die sehr zahlreich und vielfältig sind. Neben Schildvulkanen, die es auch auf der Erde gibt (z. B. Mauna Loa), wurden auf der Venus viele flache Vulkane entdeckt. Diese Vulkane unterscheiden sich von denen auf der Erde dadurch, dass sie eine charakteristische flache, scheibenförmige Form haben, da die gesamte im Vulkan enthaltene Lava auf einmal ausbrach. Nach einem solchen Ausbruch tritt die Lava in einem einzigen Strom aus und breitet sich kreisförmig aus.

Geologie der Venus

Wie andere terrestrische Planeten besteht die Venus im Wesentlichen aus drei Schichten: Kruste, Mantel und Kern. Es gibt jedoch etwas, das sehr faszinierend ist: Das Innere der Venus ist (im Gegensatz zu oder) dem Erdinneren sehr ähnlich. Da es noch nicht möglich ist, die wahre Zusammensetzung der beiden Planeten zu vergleichen, wurden solche Schlussfolgerungen auf der Grundlage ihrer Eigenschaften gezogen. Derzeit geht man davon aus, dass die Kruste der Venus 50 Kilometer, ihr Mantel 3.000 Kilometer dick und ihr Kern einen Durchmesser von 6.000 Kilometern hat.

Darüber hinaus haben Wissenschaftler noch keine Antwort auf die Frage, ob der Planetenkern flüssig oder fest ist. Bleibt angesichts der Ähnlichkeit der beiden Planeten nur noch anzunehmen, dass es sich um dieselbe Flüssigkeit handelt wie die der Erde.

Einige Studien deuten jedoch darauf hin, dass der Kern der Venus solide ist. Um diese Theorie zu beweisen, führen Forscher die Tatsache an, dass der Planet erheblich über kein Magnetfeld verfügt. Einfach ausgedrückt entstehen planetarische Magnetfelder durch die Übertragung von Wärme vom Inneren eines Planeten auf seine Oberfläche, und ein notwendiger Bestandteil dieser Übertragung ist der flüssige Kern. Die unzureichende Stärke der Magnetfelder deutet nach diesem Konzept darauf hin, dass die Existenz eines flüssigen Kerns auf der Venus schlichtweg unmöglich ist.

Umlaufbahn und Rotation der Venus

Der bemerkenswerteste Aspekt der Umlaufbahn der Venus ist ihr gleichmäßiger Abstand von der Sonne. Die Exzentrizität der Umlaufbahn beträgt nur 0,00678, was bedeutet, dass die Umlaufbahn der Venus die kreisförmigste aller Planeten ist. Darüber hinaus weist eine so geringe Exzentrizität darauf hin, dass der Unterschied zwischen dem Perihel der Venus (1,09 x 10 8 km) und ihrem Aphel (1,09 x 10 8 km) nur 1,46 x 10 6 Kilometer beträgt.

Informationen über die Rotation der Venus sowie Daten über ihre Oberfläche blieben bis zur zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts ein Rätsel, als die ersten Radardaten gewonnen wurden. Es stellte sich heraus, dass die Rotation des Planeten um seine Achse von der „oberen“ Ebene der Umlaufbahn aus gesehen gegen den Uhrzeigersinn erfolgt, in Wirklichkeit ist die Rotation der Venus jedoch rückläufig, also im Uhrzeigersinn. Der Grund dafür ist derzeit unbekannt, es gibt jedoch zwei populäre Theorien, die dieses Phänomen erklären. Das erste deutet auf eine 3:2-Spin-Bahn-Resonanz der Venus mit der Erde hin. Befürworter der Theorie glauben, dass die Schwerkraft der Erde über Milliarden von Jahren die Rotation der Venus in ihren aktuellen Zustand verändert hat.

Befürworter eines anderen Konzepts bezweifeln, dass die Schwerkraft der Erde stark genug war, um die Rotation der Venus so grundlegend zu verändern. Stattdessen beziehen sie sich auf die Frühzeit des Sonnensystems, als die Entstehung von Planeten stattfand. Dieser Ansicht zufolge ähnelte die ursprüngliche Rotation der Venus derjenigen der anderen Planeten, wurde jedoch durch die Kollision des jungen Planeten mit einem großen Planetesimal in ihre aktuelle Ausrichtung geändert. Die Kollision war so heftig, dass sie den Planeten auf den Kopf stellte.

Die zweite unerwartete Entdeckung im Zusammenhang mit der Rotation der Venus ist ihre Geschwindigkeit.

Für eine vollständige Umdrehung um seine Achse benötigt der Planet etwa 243 Erdentage, das heißt, ein Tag auf der Venus ist länger als auf jedem anderen Planeten und ein Tag auf der Venus ist vergleichbar mit einem Jahr auf der Erde. Aber noch mehr Wissenschaftler waren erstaunt über die Tatsache, dass ein Jahr auf der Venus fast 19 Erdentage weniger beträgt als ein Tag auf der Venus. Auch hier hat kein anderer Planet im Sonnensystem solche Eigenschaften. Wissenschaftler verbinden dieses Merkmal genau mit der umgekehrten Rotation des Planeten, deren Untersuchungsmerkmale oben beschrieben wurden.

• Venus ist nach Mond und Sonne das dritthellste natürliche Objekt am Erdhimmel. Der Planet hat eine visuelle Helligkeit von -3,8 bis -4,6, sodass er auch an klaren Tagen sichtbar ist.
  Venus wird manchmal als „Morgenstern“ und „Abendstern“ bezeichnet. Dies liegt daran, dass Vertreter alter Zivilisationen diesen Planeten je nach Tageszeit mit zwei verschiedenen Sternen verwechselten.
  Ein Tag auf der Venus ist länger als ein Jahr. Aufgrund der langsamen Rotation um seine Achse dauert ein Tag 243 Erdentage. Eine Umdrehung um die Umlaufbahn des Planeten dauert 225 Erdentage.
  Venus ist nach der römischen Göttin der Liebe und Schönheit benannt. Es wird vermutet, dass die alten Römer ihn wegen der hohen Helligkeit des Planeten so nannten, was wiederum auf die Zeit Babylons zurückgehen könnte, als die Bewohner Venus „die helle Königin des Himmels“ nannten.
  Venus hat keine Satelliten oder Ringe.
  Vor Milliarden von Jahren war das Klima der Venus möglicherweise dem der Erde ähnlich. Wissenschaftler gehen davon aus, dass es auf der Venus einst reichlich Wasser und Ozeane gab, aber hohe Temperaturen und der Treibhauseffekt haben das Wasser zum Kochen gebracht und die Oberfläche des Planeten ist jetzt zu heiß und lebensfeindlich, um Leben zu ermöglichen.
  Venus dreht sich in entgegengesetzter Richtung zu den anderen Planeten. Die meisten anderen Planeten drehen sich gegen den Uhrzeigersinn um ihre Achse, aber die Venus dreht sich wie die Venus im Uhrzeigersinn. Dies wird als retrograde Rotation bezeichnet und kann durch einen Einschlag mit einem Asteroiden oder einem anderen Weltraumobjekt verursacht worden sein, der die Rotationsrichtung geändert hat.
  Venus ist der heißeste Planet im Sonnensystem mit einer durchschnittlichen Oberflächentemperatur von 462 °C. Darüber hinaus hat die Venus keine Neigung um ihre Achse, was bedeutet, dass der Planet keine Jahreszeiten hat. Die Atmosphäre ist sehr dicht und enthält 96,5 % Kohlendioxid, das Wärme speichert und den Treibhauseffekt verursacht, der vor Milliarden von Jahren zur Verdunstung von Wasserquellen führte.
  Die Temperatur auf der Venus ändert sich praktisch nicht mit dem Wechsel von Tag und Nacht. Dies liegt daran, dass sich der Sonnenwind zu langsam über die gesamte Oberfläche des Planeten bewegt.
  Das Alter der Venusoberfläche beträgt etwa 300-400 Millionen Jahre. (Das Alter der Erdoberfläche beträgt etwa 100 Millionen Jahre.)
  Der atmosphärische Druck auf der Venus ist 92-mal stärker als auf der Erde. Das bedeutet, dass alle kleinen Asteroiden, die in die Atmosphäre der Venus eindringen, durch den enormen Druck zerquetscht werden. Dies erklärt das Fehlen kleiner Krater auf der Oberfläche des Planeten. Dieser Druck entspricht dem Druck in einer Tiefe von etwa 1000 km. in den Ozeanen der Erde.

Venus hat ein sehr schwaches Magnetfeld. Dies überraschte Wissenschaftler, die erwartet hatten, dass die Venus ein Magnetfeld mit ähnlicher Stärke wie die Erde haben würde. Ein möglicher Grund dafür ist, dass Venus einen festen inneren Kern hat oder nicht abkühlt.
Venus ist der einzige Planet im Sonnensystem, der nach einer Frau benannt ist.
Venus ist der der Erde am nächsten gelegene Planet. Die Entfernung unseres Planeten zur Venus beträgt 41 Millionen Kilometer.

Fotos von Venus

Die ersten und bislang einzigen fotografischen Bilder der Venusoberfläche wurden von Raumschiffen des sowjetischen Venera-Weltraumprogramms aufgenommen. Es gibt aber auch Bilder des Planeten, die von der Akatsuki-Sonde aufgenommen wurden.

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