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Wissenswertes - Die Astronomie - Unser Sonnensystem - Die Planeten - Der Jupiter

INHALTSVERZEICHNIS:

Vorwort

Teil I: Hobby Astronomie
 I.1 Einsteigerhinweise
 I.2 Die Geräte:
  I.2.1 Das Teleskop
  I.2.2 Die Montierung
  I.2.3 Nachführung und Guiding
  I.2.4 Newtonteleskope: die Justage
  I.2.5 Okulare, Filter und mehr
  I.2.6 Kamera & Co.
  I.2.7 weiteres Zubehör
  I.2.8 Ferngläser
 I.3 Software
 I.4 Die Beobachtung:
  I.4.1 Die Sonnenbeobachtung
 I.5 Die Astrofotografie
 I.6 Bildbearbeitung

Teil II: Die Astronomie
 II.1 Historisches
 II.2 Unser Kosmos
  II.2.1 Der Himmel
  II.2.2 Unsere Erde
  II.2.3 Unser Sonnensystem
   II.2.3.1 Die Sonne
   II.2.3.2 Die Planeten
    II.2.3.2.1 Der Merkur
    II.2.3.2.2 Die Venus
    II.2.3.2.3 Planet Erde
    II.2.3.2.3.2 Unser Mond
    II.2.3.2.4 Der Mars
    II.2.3.2.5 Der Jupiter
    II.2.3.2.6 Der Saturn
    II.2.3.2.7 Der Uranus
    II.2.3.2.8 Der Neptun
   II.2.3.3 Weitere Objekte unseres Sonnensystems
    II.2.3.3.1 Der Asteroidengürtel
    II.2.3.3.2 Transneptunische Objekte
     II.2.3.3.2.1 Der Pluto und Co
     II.2.3.3.2.2 Kuiper-Gürtel
     II.2.3.3.2.2 Oortsche Wolke
  II.2.4 Unsere Heimatgalaxie - Die Milchstraße
  II.2.5 Sterne
  II.2.6 Nebel
  II.2.7 Galaxien
 II.3 Himmelsmechanik
  II.3.1 Entfernungsbestimmung

Quellen und Literatur

   
 
Die Venus

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Eigenschaften des Orbits
Große Halbachse: 0,723 AE - 108,16 Mio. km
Periel - Aphel: 0,718 - 0,728 AE
Exzentrität: 0,0067
Neigung der Bahnebene: 3,395°
Siderische Umlaufzeit: 224,701 d
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit: 35,02 km/s
Physikalische Eigenschaften
Äquator-Poldurchmesser: 12.103,6 km
Masse: 4,869 * 10^24 kg
Mittlere Dichte: 5,243 g/cm^3
Fallbeschleunigung: 8,87 m/s^2
Fluchtgeschwindigkeit: 10,36 km/s
Rotationsperiode: 243 d 27 m
Neigung der Rotationsachse: 177,36°
Geometrische Albedo: 0,67
Maximale scheinbare Helligkeit: -4,6 m
Eigenschaften der Atmosphäre
Druck: 92 bar
Temperatur (Min. - Mittel - Max): 710 K (+437 °C) - 737 K (+464 °C) - 770 K (+497 °C)
Hauptbestandteile: Kohlenstoffdioxid (96,5%), Stickstoff (3,5%), Schwefeldioxid (0,015%)
Sonstiges
keine Monde
auf Wikipedia
Allgemeines

Dieser nach der römischen Göttin der Liebe benannte Planet ähnelt von allen Planeten in unserem Sonnensystem der Erde noch am meisten. Er ist mit rund 12.100 km Durchmesser etwas kleiner als die Erde. Als von der Sonne aus gesehen zweiter Planet unseres Sonnensystems bewegt er sich auf seiner Bahn um die Sonne mit rund 35 km/s etwas langsamer als der Merkur, aber immernoch schneller als die Erde und wie alle Planeten für irdische Verhältnisse extrem schnell. Knapp 40x schneller als ein Gewehrgeschoss (ca. 870 m/s). Ein Sonnenumlauf dauert bei der Venus 224,701 Tagen (siderisch), also weniger als unser Erdenjahr. Der Venustag dauert über 243 Tage. Damit ist die Venus der einzige Planet dessen Tag länger als dessen Jahr ist und der die langsamste Eigendrehung hat. Seine Rotationsachse hat eine Neigung von 177,36°, das bedeutet, das er sich von seinem Nordpol aus gesehen gegen den Urzeigersinn dreht. Ausser der Venus ist das nur noch beim Uranus der Fall. Sieht man von der rückläufigen Drehbewegung ab, steht die Rotationsachse fast senkrecht. Nach dem Merkur hat die Bahn der Venus mit ca. 3,4° die zweitgrößte Neigung zur Ekliptik. Die Bahn der Venus hat eine Exzentrität von nur 0,0067, d.h. sie ist von allen Planeten unseres Sonnensystems der Kreisform am nächsten. Daraus folgt, dass auch der Abstand zur Sonne und auch die Bahngeschwindigkeit kleinere Unterschiede aufweisen als alle anderen unserer Planeten. Mit Ausnahme des Zwergplaneten Eros kommt die Venus von allen unseren Planeten der Erde am nächsten.

Aussehen

Die Venus ist von der Erde aus gesehen nach Sonne und Mond der hellste Himmelskörper. Sie ist so hell, dass Sie bei günstigen Bedingungen sogar Schatten auf der Erde ziehen kann. Besonders auffällig ist dieser Planet, wenn er als Morgen- (bzw. Abendstern) im Osten (bzw. Westen) vor (bzw. nach) der Sonne auf- (bzw. unter-) geht. Im Teleskop ist er als Planetenscheibe mit ausgeprägten Phasen (ähnlich dem Mond) und cremegelber Farbe zu erkennen. Wegen der dichten Atmosphäre ist die Grenze von Tag- zur Nachtseite - der Venusterminator oder Dämmerungssaum - stark verwaschen und nicht so klar wie bei unserem Mond, dafür sind die Hörner der sichelförmigen Venus - ebenfalls wegen der Lichtstreuung in deren Atmosphäre - je nach Phase sehr stark ausgeprägt. Strukturen seiner wolkenbedeckten Oberfläche sind nur mit besseren Geräten erkennbar. Wie der Merkur zeigt die Venus keine Abplattung, ist also ebenfalls eine sehr runde Kugel. Die dichte Wolkendecke ist der Grund für die große Helligkeit der Venus, die Sonnenstrahlen werden an dieser großteils reflektiert (geometrische Albedo 0,67). Die scheinbare Größe der Venus schwankt sehr stark und kann bis knapp über einer Bogenminute betragen. Allerdings ist Sie dann direkt zwischen Erde und Sonne und damit nur mit besonderen Hilfsmitteln - z.B. bei einem Venustransit mit Sonnenfilter - zu sehen. Zum Vergleich: Sonne und Mond haben eine scheinbare Größe von rund 30 Bogenminuten.
Erst mit einem Fernrohr konnten die Phasen der Venus beobachtet werden, vorher bemerkte man nur die starken Helligkeitsveränderungen des Planeten. Als Galileo die Phasen durch sein Teleskop als einer der Ersten - vermutlich sogar wirklich als Erster - entdeckte, waren diese ein weiterer Hinweis darauf, dass die Erde und die anderen Planeten sich um die Sonne drehen. Die Veränderung der Phasen beweist, daß Sonne und Venus nicht auf einer festen Himmelsphäre kleben können sondern dass die Venus von der Erde aus mal vor und mal hinter der Sonne stehen muss. Ein ähnlicher Beweis wie bei Jupiter mit seinen Monden.

Atmosphäre, Oberfläche, innerer Aufbau und Physikalisches

Die Venus hat im Vergleich mit der Erde eine weit dichtere Atmosphäre. An der Oberfläche ist der Druck mit 92 bar mehr als 90 mal so groß wie auf der Erde. Sie besteht Hauptsächlich aus Kohlendioxid mit ein wenig Stickstoff und kleinen Teilen Schwefeldioxid. Die Wolken bestehen zum Großteil aus Schwefelsäure. Die Wolken bewegen sich fast 60 mal schneller als die Venus selber und können Geschwindigkeiten von 400 km/h erreichen. An der Oberfläche wurden bislang allerdings nur geringe Windgeschwindigkeiten - gerade hoch genug um Staub zu bewegen - gemessen. Die Lichtverhältnisse an der Oberfläche entsprechen ungefähr dem eines trüben Nachmittag.

Das nicht reflektierte Sonnenlicht wird von der Atmosphäre geschluckt und erwärmt diese. Durch den hohen Treibhauseffekt der Venusatmosphäre behält der Planet diese Wärme, so daß er auf seiner Oberfläche eine mittlere Temperatur von 737 K (464 °C) hat. Das ist heißer als die Höchsttemperatur auf dem Merkur. Die starke Wolkenbewegung sorgt für einen relativ gleichmäßigen Temperaturausgleich, so daß trotz der langsamen Rotation die Nachtseite nie unter 710 K (437 °C) fällt.

Der Venusboden ist dunkelrotglühend und weist mit einer Differenz von grob 12.000 m nur geringe Höhenunterschiede auf (Erde: rund 20.000 m). Sanft gewellte Ebenen, ausgedehnte Hochländer, vulkanische Aufwölbungen und Lavaüberflutungen bestimmen das Oberflächenbild. Es gibt auch gleichmäßig verteilte Einschlagskrater - grob doppelt so viele wie auf der Erde nachgewiesen. Die Vulkantätigkeit scheint ungefähr der unserer Erde zu entsprechen, geologisch scheint die Venus nicht mehr aktiv zu sein.

Die mittlere Dichte der Venus ist mit 5,243 g/cm^3 etwas kleiner als die unserer Erde, Die Venus zählt damit zu den Gesteinsplaneten. Die Fallgeschwindigkeit an der Oberfläche beträgt 8,87 m/s^2 und liegt nur wenig unter der unserer Erde. Im Vergleich zur Erde hat die Venus einen kleineren inneren Kern aus Eisen-Nickel und dafür einen größeren Mantel. Sie hat kein nennenswertes Magnetfeld (an der Oberfläche nur ein Zehntausendstel des Erdmagnetfeldes) und auch keinen Strahlungsgürtel. Nur die dichte Atmosphäre schützt die Oberfläche vor den Teilchen des Sonnenwindes.

Venustransit und die Entfernung Erde - Sonne

Als zweitinnerster Planet kann sich auch die Venus - wie der Merkur - zwischen Erde und Sonne schieben und so von der Erde aus als Schatten auf der Sonnenscheibe gesehen werden. Statistisch sind diese Durchgänge mit zwei pro Jahrhundert seltener als bei Merkur. Dabei gibt es vier Durchgänge im Abstand von 8 Jahren und dann eine Pause von 121,5 Jahren, nochmal 8 Jahre und dann 105,5 Jahre Abstand. Der letzte Venustransit fand am 06.06.2012 statt, der Nächste kommt erst wieder am 11.12.2117.

Nachdem Johannes Kepler die Keplerschen Gesetze aufgestellt hat, kannte man die relativen Abstände unserer Planeten von der Sonne. Man wusste also, dass z.B. der Jupiter (ungefähr) 5 Mal weiter von der Sonne entfernt ist als die Erde. Aber niemand wusste damals wie groß die Entfernungen wirklich sind. Kennt man nur einen Abstand, z.B. den Abstand Erde - Sonne, dann kennt man auch den aller anderen Planeten. Damals konnte man nur von der Erde aus Messungen vornehmen und die Himmelsmechanik bezog sich noch auf rein optische Messungen und geometrische Berechnungen. Die Geräte jener Zeit waren leider nicht genau genug, um die jährliche Parallaxe der Sonne - und damit den Abstand Erde - Sonne - zu bestimmen. (Näheres zur Entfernungsmessung und Parallaxen an anderer Stelle) Aber 1677 kam Halley auf einen kleinen Trick: beobachtet man bei einem Venustransit den Schatten der Venus auf der Sonnenscheibe von möglichst weit entfernten Orten der Erde, so kann man die Parallaxe des Venusschattens bestimmen und aus geometrischen Überlegungen heraus damit die Entfernung Sonne - Erde errechnen. Damit fieberte die gesamte Astronomische Gesellschaft den nächsten Venustransits entgegen. Und wirklich gelangen mit Hilfe solcher Transits die ersten (groben) Bestimmung des Abstandes der Erde von der Sonne. Allerdings waren diese Messungen wegen anderer Störfaktoren immer noch sehr schwierig und ungenau. Trotzdem, endlich hatte man eine Vorstellung von den wirklichen Abständen und ungefähren Ausmaßen des damals bekannten Sonnensystems. Selbstverständlich gibt es heute mehrere andere und genauere Methoden zur Entfernungsbestimmung.

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