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- unser Sonnensystem - Planeten beobachten -

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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