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Venus
Venus in Zahlen
Allgemeines
Oberfläche und
innerer Aufbau
Atmosphäre
Monde
Beobachtung
Namenspatron
Venus in Zahlen
Äquatorradius:
6051 km
Polradius:
6051km
mittlere
Entfernung zur Sonne:
0,72 AE oder 108 Millionen Kilometer
siderische
Umlaufzeit um die Sonne: 224,7 Tage
synodische
Umlaufzeit um die Sonne: 583,9 Tage
siderische
Rotationsdauer:
243,01 Tage
Masse:
4,9 X 1021 t oder 0,81
Erdmassen
Äquatorneigung
gegen die Bahnebene: 177,40°
Bahnneigung
gegen die Ekliptik:
3,39°
visuelle
Helligkeit:
? bis -4,4 mag
scheinbarer
Durchmesser:
10'' bis 64''
Albedo:
0,76
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Allgemeines
Venus ist sicherlich jedem, der sich nur ein wenig für Astronomie
interessiert als leuchtend heller Morgen- und Abendstern bekannt. Der
Begriff "Stern" ist an dieser Stelle streng genommen zwar falsch, da er
sich aber umgangssprachlich eingebürgert hat kann man mit gutem
Gewissen sagen: "Venus ist zur Zeit Morgenstern" oder "Venus ist zur
Zeit Abendstern".
Unser innerer Nachbarplanet bewegt sich in 0,72AE oder rund 108
Millionen Kilometern Entfernung auf einer nahezu kreisförmigen
Bahn um die Sonne. Während der unteren Konjunktion, wenn Venus
zwischen Erde und Sonne steht, kann sie sich der Erde bis auf 40
Millionen km nähern.
Für einen siderischen Umlauf um die Sonne benötigt Venus rund
225 Tage. Die siderische Rotationsdauer, also die Zeit in der sich die
Venus einmal um die eigene Achse dreht, beträgt rund 243 Tage.
Venus dreht sich im Uhrzeigersinn, also entgegengesetzt zum allgemeinen
Drehsinn im Sonnensystem. Im Fachjargon der Astronomen spricht man von
einer retrograden Rotation. Die Überlagerung von siderischer
Rotationsdauer und siderischer Umlaufbewegung führen dazu,
daß eine synodische Rotation, also eine Sonnentag auf Venus, 116
Sonnentagen auf der Erde entspricht. Die Rotationsdauer der Venus
konnte erst 1965 durch Radarmessungen bestimmt werden, da die
Oberfläche durch die dichte Atmosphäre nicht direkt
beobachtet werden kann.
Die Umlaufzeiten von Erde und Venus stehen in bemerkenswerten
Verhältnissen, die den Astronomen schon früh auffielen: Die
Umlaufzeit der Erde um die Sonne beträgt rund 365 Tage. Venus
benötigt für einen siderischen Umlauf rund 225 Tage. Die
Umlaufzeit und die siderische Rotationsdauer stehen also in einem
Verhältnis von 8:13, denn 8 X 365=2920 und 13 X 225 = 2920. Die
Folge für uns als Beobachter auf der Erde ist, daß Venus
alle acht Jahre den gleichen Bahnbogen vor dem Hintergrund der
Fixsterne beschreibt. Die Termine für eine Bestimmte Position
wandern nur sehr langsam nach vorne. Aber nicht nur die siderische
Umlaufzeit steht in einem beinahe ganzzahligen Verhältnis zur
Umlaufzeit der Erde, sondern auch die synodische Umlaufzeit. Die
Umlaufzeit der Erde beträgt, wie bereits erwähnt, rund 365
Tage, die Umlaufzeit der Venus beträgt rund 584 Tage. Daraus
ergibt sich ein Verhältnis von 8:5, denn 8 X 365 = 2920 und 5 X
584 = 2920.
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Oberfläche und innerer Aufbau
Auf der gesamten Venusoberfläche herrscht eine
Temperatur von ca. plus 475°C. Zu erklären ist dies mit einem
dauerhaften Treibhauseffekt, denn die Venusatmosphäre besteht zu
95% aus Kohlendioxid.
Die Venusoberfläche wurde mit Hilfe von Radarmessungen untersucht,
die von Satelliten aus durchgeführt wurden. Die Oberfläche
der Venus besteht aus zwei Hochlandregionen, die an irdische Kontinente
erinnern, und mehren Gebirgszügen, die vulkanischen Ursprungs
sind. Der Rest der Venusoberfläche ist flaches Tiefland, das
wahrscheinlich von Lavaströmen überzogen ist. Ob es heute
noch aktiven Vulkanismus auf der Venus gibt, konnte nicht zweifelsfrei
geklärt werden. Durch die Radarmessungen des US-Amerikanischen
Venussatelliten Magellan konnten mehr als 1000 Einschlagskrater
registriert werden, die durch den Einschlag "kosmischer Bomben"
entstanden sind.
Auf Grund der mittleren Dichte von 5,25 Tonnen pro Kubikmeter, die der
mittleren Dichte der Erde sehr ähnlich ist (5,52 Tonnen pro
Kubikmeter) wird vermutet, daß auch der inneren Aufbau sehr
ähnlich ist. Es wird vermutet, daß Venus eine rund hundert
oder mehr Kilometer dicke Kruste hat, die tektonische Bewegungen
unmöglich macht. Darunter vermuten die Forscher einen Mantel aus
schwerem Gestein, den einen Eisenkern umgibt. Ein Magnetfeld konnte auf
der Venus bisher nicht nachgewiesen werden.
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Atmosphäre
Die Venusatmosphäre besteht zu 95% aus Kohlendioxid. Hieraus
resultiert ein dauerhafter Treibhauseffekt, der dazu führt,
daß auf der gesamten Planetenoberfläche eine Temperatur von
ca. plus 475°C herrscht.
Die Atmosphäre der Venus ist so dicht, daß der Luftdruck auf
der Oberfläche ungefähr 90mal so hoch ist wie der Luftdruck
auf der Erdoberfläche, gemessen auf Meeresniveau.
Die Wolken wurden, die mit Hilfe von Raumsonden untersucht wurden,
zeigen zumindest im UV-Bereich Strukturen. Aus der Tatsache, daß
die gleichen Strukturen nach vier Tagen wieder sichtbar wurden
schließen die Wissenschaftler, daß in der oberen
Atmosphäre der Venus Windgeschwindigkeiten von etwa 400km/h
herrschen müssen.
Die Wolken bestehen auf unserem inneren Nachbarplaneten aus
75prozentiger Schwefelsäure.
Ein Nachweis für die Venusatmosphäre ist die Tatsache,
daß ein Stern, der von der Venus bedeckt wird nicht schlagartig
verschwindet, wie bei einer Sternbedeckung durch den Mond. Bei einer
Sternbedeckung durch die Venus kann man einen Helligkeitsabfall
über wenige Minuten beobachten. Wie haben es hier an der
Amateursternwarte Müggelheim noch nie probiert, aber diese
Beobachtung sollte auch mit kleinen Amateurfernrohren möglich sein.
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Monde
Venus hat keine
Monde. Das ist übrigens eine Gemeinsamkeit mit Merkur, dem zweiten
der inneren Planeten. Die äußeren Planeten haben ausnahmslos
einen oder mehrere Monde.
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Beobachtung
.Da die Venus
die Sonne in größerem Abstand umläuft als Merkur kann
sie auch einen größeren Winkelabstand zur Sonne haben. Wenn
Venus in größter Elongation steht kann der Winkelabstand
über 45° betragen.
Wie bei Merkur spielen die Jahreszeiten und die Neigung der Bahn gegen
die Ekliptik eine Rolle für die Sichtbarkeit. Auf Beides
möchte ich aber nicht näher eingehen.
Phasen
Das Eindrucksvollste bei der Venusbeobachtung sind mit Sicherheit die
Phasen, die Venus als innerer Planet zeigt. Hier kann man schon in
einem kleinen Fernrohr mit 5 oder 6 cm Objektivdurchmesser lohnenswerte
Beobachtungen machen. Um einen Eindruck zu gewinnen wird im folgenden
ein synodischer Umlauf der Venus beschrieben.
Während der oberen Konjunktion ist Venus für einige Zeit
nicht auffindbar. Selbst wenn Venus im nördlich oder Südlich
der Sonne vorbeizieht beträgt der Abstand zu Sonne weniger als
1,5°.
Anderthalb bis zwei Monate nach der oberen Konjunktion hat sich Venus
so weit von der Sonne entfernt, daß sie tief am Horizont in der
Abenddämmerung sichtbar wird. Bis sie zu einem auffälligen
Objekt wird kann es noch einige Wochen dauern. Venus, die im Fernrohr
zuerst als kleines, rundes Objekt zu erkennen ist erscheint dem
Beobachter in der folgenden Zeit immer größer und schmaler
werdende Sichel.
Rund fünf Monate nach der oberen Konjunktion hat Venus ihre
größte östliche Elongation erreicht und ist als
"Halbvenus" zu erkennen. Um den Zeitpunkt der Halbphase zu bestimmen
reicht ein Fernrohr mit 5 bis 6cm Objektivdurchmesser. Halbvenus oder
Dichotomie, so der Fachbegriff für die Halbphase der beiden
inneren Planeten Merkur und Venus, fallen bei Venus nicht auf den Tag
genau zusammen. Unserer innerer Nachbarplanet erscheint bereits einige
Tage vor der größten östlichen Elongation nur noch zur
Hälfte beleuchtet. Grund ist der Schröter-Effekt, der mit der
Lichtbrechung innerhalb der Venusatmosphäre in Verbindung gebracht
wird. Benannt ist der Schröter-Effekt nach dem deutschen
Astronomen Johann Hieronymus Schröter (13.8.1745-29.6.1816), der
im späten 18. Jahrhundert als erster auf diesen Effekt hinwies.
Rund fünf Wochen nach der größten östlichen
Elongation steht Venus im größten Glanz und ist damit das
auffälligste Objekt am Abendhimmel. Venus kann dabei so hell
beleuchtet werden, daß an mehreren Stellen in der Literatur von
Schattenwürfen durch das von der Venus auf die Erde reflektierte
Sonnenlicht berichtet wird.
Venus zieht sich in der folgenden Zeit rasch vom Abendhimmel
zurück.
Rund achteinhalb Monate nach der oberen Konjunktion hat Venus ihre
untere Konjunktion erreicht und steht damit zwischen Sonne und Erde.
Bei der unteren Konjunktion besteht, unter bestimmten Bedingungen sogar
die Möglichkeit Venus zu beobachten. Zum einen, wenn Venus bei
einem der sehr seltenen Venusdurchgänge als kleines schwarzes
Scheibchen vor der Sonnenscheibe vorbei wandert. Auf die
Venusdurchgänge wird weiter unten in diesem Kapitel genauer
eingegangen. Die zweite Möglichkeit Venus während der unteren
Konjunktion zu beobachten besteht, wenn Venus weit nördlich oder
südlich an der Sonne vorbeizieht. Venus erscheint dann im Fernrohr
schmale Sichel mit ca. einer Bogenminute Durchmesser. Innerhalb weniger
Stunden schwingt die beleuchtete Sichel von der einen Seite des Planten
auf die andere. Kurz vor oder nach der unteren Konjunktion kann es
passieren, das die Hörnerspitzen der Venussichel mehr oder weniger
stark übergreifen und sich dabei sogar berühren können.
Ursache hierfür ist die Berechnung und Streuung des Sonnenlichtes
in der Venus. Das gleiche Phänomen beobachten wir auf der Erde als
Dämmerung.
In den folgenden Wochen wird der beleuchtete Teil der
Venusoberfläche rasch größer, der scheinbare
Durchmesser wird dagegen kleiner. Rund fünf Wochen nach der
unteren Konjunktion steht Venus wieder im größten Glanz. Im
Fernrohr erscheint sie als rund 40'' großes Scheibchen, daß
zu gut einem Viertel beleuchtetet ist. Venus ist nun als heller
Morgenstern das auffälligste Objekt am Morgenhimmel und
verblaßt bei Sonnenaufgang als letztes.
Nach weiteren fünf Wochen hat Venus ihre größte
westliche Elongation erreicht und erscheint uns wieder als "Halbvenus".
In den folgenden Monten nähert sich Venus wieder der oberen
Konjunktion und wird dabei immer voller und kleiner, bis sie
völlig vom Morgenhimmel verschwindet und für einige Zeit
unauffindbar wird.
Beobachtung
in der Dämmerung
In der
Dämmerung erkennt man kaum mehr als die oberste Wolkenschicht der
Venus, die uns gleißend hell erscheint, da 76% des einfallenden
Sonnenlichtes reflektiert werden. Venus kann dabei so hell werden,
daß es schwer oder sogar unmöglich wird eine Phase zu
erkennen oder gar zu zeichnen.
Wenn Venus
während der unteren Konjunktion um mehrere Grad über oder
unter der Sonne vorbei wandert kann sie unter Umständen sowohl in
der Abenddämmerung als auch in der Morgendämmerung beobachtet
werden. Sie ist sozusagen gleichzeitig Abend- und Morgenstern.
Beobachtung
am Taghimmel
Wenn man Venus
am Taghimmel auffinden möchte benötigt man ein Fernrohr mit
Teilkreisen. Mit Hilfe eines astronomischen Jahrbuchs oder einer
entsprechenden Software ermittelt man die Differenz zwischen
Rektaszension und Deklination von Sonne und Venus. Dann stellt man im
Fernrohr die Sonne ein und dreht das Fernrohr um den entsprechen betrag
um beide Achsen. Venus zeigt sich als kleines gelblich-weißes
Scheibchen, das, da Venus zu den inneren Planeten gehört, Phasen
zeigen kann. Am Tage sind die Phasen meist sogar besser zu erkennen als
bei der Beobachtung in der Dämmerung, da der Himmelshintergrund
deutlich aufgehellt ist und das Auge durch den geringeren
Helligkeitsunterschied weniger stark geblendet ist. Strukturen in der
Venusatmosphäre sind auch bei Tagesbeobachtungen praktisch nie zu
beobachten.
Wenn Venus im größten Glanz ist, kann man sie auch mit
bloßem Auge am Taghimmel sehen. Sie erscheint dann als silbrig
glänzendes Pünktchen. Um das Auffinden zu vereinfachen kann
man nach der Beobachtung durch das Fernrohr versuchen Venus mit
bloßem Auge am Taghimmel zu entdecken indem man "über das
Fernrohr peilt".
Venusdurchgänge
Da Venus als
Vertreter der inneren Planeten innerhalb der Erdbahn bewegt wandert sie
regelmäßig zwischen Erde und Sonne hindurch. Da ihre Bahn
jedoch gegen die Ekliptik um 3,39° geneigt ist läuft ihre Bahn
meist oberhalb oder unterhalb der Sonne vorbei. Wenn Venus aber zum
Zeitpunkt ihrer unteren Konjunktion nahe einem ihrer Bahnkonten
(Schnittpunkte der Venusbahn mit der Ekliptik) steht, dann sehen wir
sie als kreisrundes, schwarzes Scheibchen vor der Sonne vorbei wandern.
Der nächste Venusdurchgang ist am 8. Juni 2004 zu beobachten.
Die folgende Tabelle zeigt die Termine für Venusdurchgänge
bis 2498 und deren Sichtbarkeit in Mitteleuropa. Wer eines dieser
Ereignisse beobachten will, der kann die genauen Zeiten für den
jeweiligen Standort einem astronomischen Jahrbuch entnehmen.
Datum
|
Beginn
[UT]
|
Mitte
[UT]
|
Ende
[UT]
|
sichbar
in
Mitteleuropa
|
06. Dez. 1882 |
13h49m01s |
17h05m59.1s |
20h22m54s |
Beginn
|
08. Jun. 2004
|
05h06m28s |
08h19m43.8s |
11h32m55s |
vollständig
|
05. Jun. 2012
|
22h02m52s
|
01h29m21.5s
|
04h55m49s
|
Ende
|
10. Dez. 2117
|
23h50m24s
|
02h48m36.0s
|
05h46m45s
|
nein
|
08. Dez. 2125
|
13h07m00s
|
16h02m06.4s
|
18h57m06s
|
Beginn
|
11.
Jun. 2247
|
08h35m38s
|
11h34m43.2s
|
14h33m44s
|
vollständig
|
09.
Jun. 2255
|
01h03m06s
|
04h39m29.0s
|
08h15m49s
|
Ende
|
12.
Dez. 2360
|
22h27m03s
|
01h46m06.1s
|
05h05m08s
|
nein
|
10.
Dez. 2368
|
12h21m14s
|
14h47m28.2s
|
17h13m34s
|
Beginn
|
12.
Jun. 2490
|
11h33m32s
|
14h19m55.4s
|
17h06m12s
|
vollständig
|
10.
Jun. 2498
|
03h45m33s
|
07h28m16.6s
|
11h10m59s
|
vollständig
|
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Namenspatron
Benannt ist
Venus nach der Göttin der Schönheit und Liebe. In der
römischen Mythologie wurde sie Venus genannt, in der griechischen
Mythologie Aphrodite.
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Aktualisiert
am 16.
Mai 2004 von Martina Haupt