Venus

Die Venus ist der zweite Planet, von der Sonne her gerechnet. Der "Schwesterplanet" der Erde, wie sie auch genannt wird, ist eine wahre Hölle. Obwohl ähnlich gross wie die Erde in Durchmesser und Masse, hat sie doch eine ganz andere Geschichte hinter sich. War sie zur Zeit der Entstehung des Sonnensystems vermutlich noch der lebensfreundlichste aller Planeten (sie lag näher an der damals viel schwächeren Sonne - dadurch war sie wärmer als Erde), hat sie sich dann im Verlaufe der Zeit sehr weit von "erdähnlichen" Bedingungen entfernt.

Die Venus hat keine Monde. Möglicherweise gibt es aber einen kleinen Asteroiden, der mit ihr die Bahn um die Sonne teilt.

Innerer Aufbau und chemische Zusammensetzung

Die Venus besteht wie die Erde aus einem metallischen Kern, einem Olivin/Perovskit-Mantel und einer basaltisch/anorthositischen Kruste. Es ist unklar, ob sich der Kern der Venus auch in einen festen inneren und einen flüssigen äusseren aufteilt, denn die Venus hat praktisch kein Magnetfeld - anderseits rotiert sie so langsam, dass sich kein signifikanter Dynamoeffekt einstellen kann. Ihre Kruste ist wesentlich dicker als jene der Erde: sie soll zwischen 100 und 200 km dick sein (Erde: maximal 60 km unter hohen Gebirgen). Dies wird dem Umstand zugeschrieben, dass es auf der Venus praktisch kein Wasser gibt, welches das Schmelzen von Silikaten erleichtern könnte. Dadurch bleiben die meisten Schmelzen in der dicken Kruste stecken, und die Wärme, die im Innern des Planeten durch radioaktiven Zerfall produziert wird, muss in episodischen globalen Riesenvulkanausbrüchen freigesetzt werden, welche die ganze Kruste überarbeiten (diese Ausbrüche müssen keine globalen "Katastrophen" sein: ein solches Ereignis kann sich eventuell über 100 bis 200 Millionen Jahre hinziehen und ist damit nicht schneller wie die Bildung von ozeanischer Kruste auf der Erde, wie sie gegenwärtig an mittelozeanischen Rücken, etwa im Atlantik oder Ostpazifik geschieht). Ansonsten ist die chemische Zusammensetzung der Venus vermutlich ähnlich zu jener der Erde, wenn sie auch aufgrund ihrer grösseren Nähe zur Sonne etwas weniger volatile Elemente enthalten sollte.

Rotationsbedingte Phänomene

Die Venus rotiert sehr langsam um ihre eigene Achse - ihr "Tag" dauert länger als ihr Jahr. Für eine volle Umdrehung um ihre eigene Achse (relativ zu den Sternen) benötigt sie 243 Erdtage. Dazu rotiert sie in der "verkehrten" Richtung um ihre eigene Achse (im Uhrzeigersinn, von Norden her gesehen): die Sonne geht auf der Venus also im Westen auf und erst 117 Tage später im Osten wieder unter. Die Tageslänge wird aufgrund der langsamen Rotation vor allem von der Position des Planeten gegenüber der Sonne definiert. Ihre Achse ist um 177.3° gegenüber der Ekliptik geneigt (oder 6.7°, wenn man vernachlässigt, dass sie sich in der "falschen" Richtung dreht). Der Ursprung der "verkehrten" Rotationsrichtung ist unbekannt. Computersimulationen zeigen, dass Planeten, die in der Frühphase des Sonnensystems von vielen Planetesimalen getroffen wurden, zu einer langsamen Rotation tendieren, weil sie durch diese Einschläge im Schnitt eher gebremst werden (das gilt sowohl für die Venus, als auch für Merkur - die Erde scheint sich in genügender Entfernung befunden haben, um diesem Schicksal zu entgehen). Bei einem sehr langsam rotierenden Planeten ist es eher denkbar, dass er durch einen Einschlag "umkippt" oder gar seine Rotationsrichtung umkehrt. Weiter spielten vermutlich, wie bei Merkur, Gezeiteneffekte eine gewisse Rolle. So zeigt die Venus eine Art gebundene Rotation mit der Erde: jedes Mal, wenn die Venus die Erde auf ihrer engeren Bahn überholt, zeigt sie ihr die selbe Seite.

Oberfläche und Atmosphäre

Die Venus-Oberfläche wird von vulkanischen Formen und Strukturen beherrscht. Es gibt unzählige Vulkane und andere Merkmale vulkanischen Ursprungs, wie Novae, Arachnoiden und Coronae. Es werden auffällig wenige Einschlagskrater gezählt, was einerseits auf die dichte Venusatmosphäre, anderseits auf die episodische Vulkantätigkeit, welche Krater wieder auffüllt, zurück geführt wird. Kraterzählungen ergeben, dass die Oberfläche im Schnitt etwa 500 Millionen Jahre alt ist. Neben den basaltischen Tiefländern (Vulkan-Ebenen) gibt es zwei Hochländer, die jeweils etwa die Grösse Australiens haben: Ishtar Terra und Aphrodite Terra in Pol- bzw. Äquatornähe. Die Gesteine dieser Hochländer sind jedoch auch basaltisch, sie sind also nicht direkt mit den "Kontinenten" der Erde vergleichbar (trotzdem weisen sie mehr der sogenannten Tesserae-Gebiete auf, von denen vermutet wird, dass sie ältere Kruste darstellen könnten). Ausserdem gibt es einzelne kleinere, vulkanisch aktive Hochländer wie Beta Regio. Es gibt auf der Venus praktisch keine Plattentektonik: einige Regionen zeigen aber Erscheinungen, wie man sie von Rift-Zonen der Erde kennt, und an einigen Stellen könnten tektonische Bewegungen eine Auftürmung von Material, ähnlich einer Bergkette, verursacht haben. Insgesamt sind dies jedoch lokale Erscheinungen und es gibt vermutlich kein globales Plattensystem.

Die Atmosphäre der Venus ist die dichteste aller terrestrischen Planeten. Ihre Dichte ist rund 50 mal höher als jene der Erde, bei einem Oberflächendruck von rund 90bar. Die Atmosphäre besteht aus 96.5% Kohlendioxid (CO2), 3.5% Stickstoff (N2), Spuren von Schwefelverbindungen (150 ppm), Edelgasen (70 ppm), Wasserdampf und Kohlenmonxid. Stickstoff und Edelgase in der Venusatmosphäre entsprechen in Menge und Dichte etwa jenen auf der Erde. Das viele Kohlendioxid in der Atmosphäre sorgt für einen riesigen Treibhauseffekt von rund 500°. Die Venus-Atmosphäre enthält sehr viele Wolken, die hauptsächlich aus Schwefelverbindungen bestehen. Aus diesen Wolken fällt ein permanenter Schwefelsäureregen, der allerdings den Boden niemals erreicht, weil die Tröpfchen aufgrund der hohen Temperaturen vorher längst wieder verdampft sind. Die Venus erscheint dann aufgrund der Wolken sehr hell und weiss und hat deshalb auch die höchste Albedo (0.75) aller Planeten.
Der Treibhauseffekt von rund 500° heizt die Venus auf eine mittlere Oberflächentemperatur von 480° C auf. Diese Temperatur herrscht global, das heisst, sowohl am Äquator als auch am Pol herrscht etwa die selbe Temperatur. Ohne Treibhauseffekt betrüge die Oberflächentemperatur der Venus -40°, da sie aufgrund ihrer hellen Wolken einen grossen Teil der Sonnenstrahlung wieder ins All reflektiert. Bei einer irdischen Atmosphäre würden aber auf der Venus zwischen 60 und 100° C herrschen - zu heiss für Leben. Die Venus erhält von der Sonne rund 1.9 mal mehr Energie als die Erde.
Trotzdem gilt die Tropopause der Venus, in rund 50 km Höhe über dem Boden, als eine der erdähnlichsten Umgebungen im Sonnensystem. Die Temperaturen liegen bei angenehmen 20°C, der Luftdruck liegt bei etwa 1 bar, und es gibt grosse Mengen an Sonnenlicht. Falls es jemals Leben auf der Venus gab, dann könnte es sich in diese Zone geflüchtet haben. Tatsächlich gibt es einige chemische Anomalien in diesem Gebiet, für die es bis heute keine Erklärung gibt, und die mit der Aktivität von Mikroorganismen erklärt werden könnten.

Geschichte und Zukunft

Es ist gut vorstellbar, dass die Venus in der Anfangszeit des Sonnensystems wesentlich lebensfreundlicher war als heute. Damals herrschten hier Oberflächentemperaturen von rund 20°, es gab vermutlich auch flüssiges Wasser. Durch die zunehmende Sonnenaktivität und auch durch die langsame Rotation der Venus verdampfte aber alles Wasser mit der Zeit, und das Leben, das sich möglicherweise entwickelt hatte, erlosch. Mit dem fehlenden Wasser wurde auch der Vulkanismus gestoppt, und die Venus begann, ihre innere Wärme durch periodische Riesenvulkanausbrüche abzubauen, deren Lavaflüsse bald die gesamte Oberfläche bedeckten, die Atmosphäre vergifteten und mit Kohlendioxid anreicherten.
Die (ferne) Zukunft der Venus sieht auch nicht besser aus: wenn die Sonne langsam die Hauptreihe der Sternentwicklung verlässt, wird sie zunächst ihre Atmosphäre im zunehmenden Sonnenwind verlieren. Ihre Rotation könnte sich durch Gezeiteneffekte noch weiter verlangsamen, bis sie gebunden mit der Sonne rotiert - ihre der Sonne zugewandte Seite würde sich dann mit zunehmender Sonnenaktivität schliesslich auf einige tausend Grad aufheizen - die Venus würde beginnen zu verdampfen. Noch bevor sie ganz verdampft, wird sie von der expandierenden Sonne verschlungen und stürzt in ihren Kern.