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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91635" data-attributes="member: 2506"><p>Vom Aussehen her ähnelt Merkur sehr stark unserem irdischen Mond, wie nachstehendem Bild deutlich zu entnehmen ist:</p><p></p><p>Merkuraufnahme von Mariner 10</p><p></p><p>Mit freundlicher Genehmigung von Mariner 10, NASA</p><p></p><p>Wir sehen eine wüste, von Kratern und Gebirgen durchsetzte und wild zerklüftete Oberfläche. Auch erkennen wir größere, mareähnliche Flächen. Der Pfeil weist auf den Krater Kuiper mit seinem Strahlensystem, der etwa 40 km Durchmesser hat. Die größten Krater haben Durchmesser von mehr als 1000 [Km], die kleinsten, welche 1974 von der Raumsonde Mariner 10 noch erkannt wurden einen solchen von 100 [m]. Größere Krater von mehreren Kilometern aufwärts weisen wie ihre Duplikate auf dem Mond Zentralberge auf, die sehr großen sind von Sekundärkratern umgeben. Die von einem Strahlenkranz umgebenen Krater wie Kuiper sind relativ jung. Es gibt allerdings auch Unterschiede zu unserem Mond: Lange Kliffs durchschneiden an manchen Stellen die Oberfläche, was darauf schließen lässt, dass Merkur einst einem Schrumpfungsprozess unterzogen war, ein solcher fand auf unserem Mond nicht statt.</p><p></p><p>Dem Mare Imbrium auf unserem Mond entspricht das größte Einschlagbecken Merkurs mit Namen Caloris- Becken. Der Name kommt aus dem Lateinischen und bedeutet soviel wie Wärme, denn dieses Becken ist der heißeste Flecken auf Merkur.</p><p></p><p>Caloris- BeckenEin Teil des Caloris- Beckens, zusammengesetzte Aufnahme aus mehreren Bildern der Raumsonde Mariner 10. Dieses Becken entstand in der Frühgeschichte des Planeten durch einen gewaltigen Einschlag. Die zerklüfteten und gebrochenen Ebenen im Beckeninnern sind vermutlich Schmelzprodukte als Folge des Einschlags. Mit einem Durchmesser von 1300 [Km] ist dies die größte Formation auf Merkur. Wahrscheinlich wurden durch den Einschlag gewaltige seismische Wellen ausgelöst, die in der Antipodenregion (~Gegenpol) eine weitere merkurtypische Struktur formte.</p><p></p><p>Typisch für den Merkur sind wild zerklüftete Gebiete, in die Krater eingebettet sind. Sie entstanden wie schon erwähnt durch seismische Wellen, die das noch verformbare Gestein der Oberfläche in der Frühzeit des Planeten aufwarfen. Der rechte Krater hat einen Durchmesser von 100 [Km] und entspricht damit dem Krater Kopernikus auf dem Mond.</p><p></p><p>Die Merkuroberfläche unterliegt noch heute einer langsam voranschreitenden Erosion. Diese ist wegen der fast vollständig fehlenden Atmosphäre nicht wetterbedingt, sondern wird von den ständig ungebremst einschlagenden interplanetaren Staubteilchen und Kleinkörpern verursacht. Als Oberflächenmaterial vermutet man daher Regolith, ein Trümmergestein, welches durch die mechanische Zerstörung des Planetengesteins durch Meteoriden und anschließendem Sintern (Zusammenbacken) der Bruchstücke entsteht.</p><p></p><p>Terassenförmige KraterEiner der für den Merkur typischen Einschlagkrater. Er hat einen Durchmesser von 98 [Km], weist in dieser Größe einen Zentralberg auf und seine Wände fallen nach innen terrassenförmig ab. Dieselbe Erscheinung zeigen auch die kleineren Krater im Vordergrund, welche Durchmesser von etwa 25 [Km] aufweisen.</p><p></p><p>Planeteninneres</p><p></p><p>Merkur hat im Gegensatz zu anderen Planeten einen recht schlichten Aufbau. Aus seiner mittleren Dichte von 5,43 [g cm-3], die fast der Erddichte entspricht, wobei er aber nur ein Drittel der Erdgröße besitzt, kann man auf seinen Aufbau schließen. Seine Ähnlichkeit zum Mond führt zur Vermutung, dass sein Mantel aus Silikatgestein besteht, welches nur eine Dichte von etwa 3 [g cm-3] aufweist. Folglich muss Merkur einen recht schweren Kern besitzen.</p><p></p><p>Aufbau des MerkurWie in diesem Bild dargestellt, ist der Aufbau des Merkurs recht simpel. Eine dünne Kruste und der Mantel des Planeten, die zusammen nicht mehr als 600 [Km] stark sind, umschließen einen großen Kern. Dieser besteht höchstwahrscheinlich aus Eisen, wie derjenige der Erde auch. Damit beträgt die Ausdehnung des Kerns gute 75% des Gesamtradius. Dieser Eisenkern ist sicherlich auch für das schwache Magnetfeld des Planeten verantwortlich.</p><p></p><p>Mit freundlicher Genehmigung von <a href="http://www.solarviews.com,Copyright">www.solarviews.com,Copyright</a> Calvin J. Hamilton</p><p></p><p>Die Feldstärke des Magnetfeldes beträgt an der Planetenoberfläche nur etwa 1% desjenigen der Erde und es ist 7° gegen die Rotationsachse geneigt. Wegen seiner Schwäche reicht es nur etwa 1000 [Km] in den Raum, daher bietet es auch keine Abschirmung gegen die schnellen Teilchen des Sonnenwindes wie der van Allen- Gürtel der Erde. Der Magnetschweif wird auf der sonnenabgewandten Seite 20 Merkurradien weit in den Raum gedehnt. Das Feld wird vermutlich nicht wie auf der Erde durch eine Art Dynamoeffekt erzeugt (aufgrund des flüssigen Erdkerns), sondern ist permanent im wohl festen Kern eingefroren. Neuere Messungen mit der NASA- Sonde MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) im Oktober 2008 haben gezeigt, dass Merkurs Magnetfeld sehr homogen ist und sich fast exakt entlang der Rotationsachse ausrichtet.</p><p></p><p>Die MESSENGER- Sonde nutzte das Gravitationsfeld des Merkur bei ihren zweiten Vorbeiflug, um noch einmal Schwung zu holen. 2011 wird sie dann in eine Umlaufbahn um Merkur gelenkt.</p><p></p><p>Merkur in Farbe - Anklicken für Großansicht Sie ist seit Mariner 10 erst die zweite Sonde, die Merkur besucht. Während ihres Vorbeifluges führte die Sonde Messungen des Magnetfeldes und der Atmosphäre durch und vermaß die Topologie mit einem Laser- Höhenmesser (Altimeter). Mariner 10 erfasste nur einen Teil der Merkuroberfläche, MESSENGER erweiterte die Landkarte um weitere 30% - etwa die Größe Südamerikas - so dass wir heute 95% der Merkuroberfläche kennen. Durch die über 1200 gewonnenen, hochauflösenden Bilder konnten zudem großflächige, unterschiedliche geologische Formationen aufgedeckt werden. Dennoch hat sich nun gezeigt, dass die Oberfläche Merkurs viel weniger Abwechslung zeigt wie z.B. Mars oder unser Mond. Sie ist uralt und überall von Kratern überdeckt, wenn es auch jüngere Überschwemmungsgebiete vulkanischen Ursprungs gibt. Einen kleinen Moment können Sie miterleben, was MESSENGER bei ihrem Vorbeiflug am Merkur zu sehen bekam, wenn Sie diesen Link anklicken, es öffnet sich ein Film im .mov- Format.</p><p></p><p>Die mittels Spektrometer erneut durchgeführte Analyse der Merkuratmosphäre, die lediglich aus einer Exosphäre besteht, zeigte unterschiedliche Konzentrationen von Natrium, Kalium und Magnesium, abhängig vom Ort der Messung. </p><p></p><p>Planetendaten</p><p></p><p>Abschließend die wichtigsten Planetendaten in tabellarischer Form:</p><p></p><p>Planetendaten Merkur</p><p>Planetenmasse 3,302·1023 [Kg]</p><p>Planetendurchmesser 4876 [Km]</p><p>Dichte 5,43 [g cm-3 ]</p><p>Fallbeschleunigung 3.70 [m s-2]</p><p>Entweichgeschwindigkeit 4.3 [Km s-1]</p><p>Rotationsperiode 58,646 Erdtage</p><p>Bahngeschwindigkeit 47,87 [Km s-1]</p><p>Bahnumfang 360 Mill. [Km]</p><p>Bahnneigung zur Ekliptik 7°00'11''</p><p>Abstand zur Sonne Perihel: 0,3075 [AE]</p><p>Aphel: 0,4667 [AE]</p><p>Exzentrizität 0,2056</p><p>Oberflächentemperatur -180 [°C] bis 430 [°C]</p><p>Atmosphärendruck 2·10-13 [bar]</p><p>Albedo 0,055</p><p>Magnetfeldstärke (Äquator) ~5·10-7 [Tesla]</p><p></p><p>Unser Schwesterplanet</p><p></p><p>Als nächster Nachbar ist die Venus bei größter Annäherung "nur" 41 Millionen [Km] von der Erde entfernt. Nach Sonne und Mond ist sie damit das hellste Gestirn am Firmament, mit einer visuellen Helligkeit von -3m bis -4m ist sie schon in der einsetzenden Dämmerung als Morgen- oder Abendstern zu sehen.</p><p></p><p>Venus-unsere Schwester Mit einem Durchmesser von 12104 [Km] ist sie fast so groß wie die Erde, auch in der mittleren Dichte, ihrer Schwerkraft erreicht sie fast Erdwerte und weist eine dichte Atmosphäre auf. Nicht umsonst bezeichnet man sie deshalb als unseren Schwesterplaneten. </p><p></p><p>Noch bis in die frühen sechziger Jahre des letzen Jahrhunderts hielt man es für möglich, dass auf der Venus Leben existieren könnte, oder zumindest erdähnliche Bedingungen auf ihr herrschten. Schuld daran war sicherlich die sehr dichte Atmosphäre, die keinen Blick auf ihre Oberfläche zuließ und auch sonst alle Messungen erschwerte. Erst mit den vielen interplanetarischen Missionen, Sonden wie Venus Orbiter, Venera oder Magellan erhielten wir seit 1967 die Gewissheit, dass wir von den Venusbewohnern nichts zu befürchten haben...</p><p></p><p>Rotation und Bahn</p><p></p><p>Venus umläuft die Sonne in 224,7 Tagen und hat dabei eine mittlere Geschwindigkeit von 35,02 [Km·s-1]. Ihre Bahn ist ellipsenförmig mit einem großen Halbmesser von rund 108 Millionen [Km], allerdings weist sie die geringste Exzentrizität aller Planetenbahnen des Sonnensystems auf.</p><p></p><p>Scheinbarer Durchmesser und PhasenwechselDie Venusbahn, von der Erde aus gesehen. Venus kann der Erde bis auf 41 Millionen [Km] nahe kommen, das ist der erdnächste Punkt, untere Konjunktion genannt. Sie kann sich in der oberen Konjunktion allerdings auch bis auf 257 Millionen [Km] entfernen. Damit schwankt ihr scheinbarer Durchmesser erheblich, zwischen 10'' und 60''. Aus der Skizze geht auch hervor, wieso wir bei der Venus einen Phasenwechsel beobachten. Steht sie in der unteren Konjunktion, hat sie zwar den größten scheinbaren Durchmesser, ihre Tagseite ist aber der Sonne zugewandt. In der oberen Konjunktion sehen wir dann die voll beleuchtete Scheibe, die nun allerdings den kleinsten Winkeldurchmesser aufweist. Ihre größte Helligkeit erreicht Venus etwa 35 Tage vor oder nach der unteren Konjunktion, wenn die Sichel stark verlängert erscheint. Diesen Effekt bezeichnet man auch als "Übergreifen der Hörnerspitzen", er beruht auf der starken Lichtstreuung der dichten Atmosphäre.</p><p></p><p>Eingezeichnet ist noch die größte (östliche) Elongation. Das ist der größte messbare Winkel der gedachten Verbindungslinie von Sonne und Planet.</p><p></p><p>Bei der Venus kann die östliche bzw. westliche Elongation 47° betragen, beim Merkur nur 27°, die Elongationen der äußeren Planeten können jeden Wert zwischen 0° und 180° annehmen. Die Venus wandert am Firmament zwischen westlicher und östlicher Elongation innerhalb von 584 Tagen hin und her. Allerdings sind die Zeiten durch die unterschiedlichen Bewegungen von Erde und Venus verschieden lang: Braucht Venus von der größten östlichen Elongation über die untere Konjunktion bis zur größten westlichen Elongation 144 Tage, dauert die Wanderung nun über die obere Konjunktion zurück zur größten östlichen Elongation rund 440 Tage. </p><p></p><p>Erst durch Radarmessungen in den frühen sechziger Jahren des vergangenen Jahrhunderts konnte die Rotationsdauer der Venus bestimmt werden.</p><p></p><p>Rotation der VenusWenn Sie möchten, können Sie durch Anklicken des Bildes eine Animation der Venusrotation im MPEG- Format betrachten (794 KB). Voraussetzung ist natürlich, dass auf Ihrem Rechner ein entsprechendes Programm zur Wiedergabe dieses Videoformats installiert ist.</p><p></p><p>Die Rotationsperiode dauert ganze 243 Erdtage und ist damit sogar länger wie ihre Bahnperiode von 225 Tagen. Zudem dreht sich Venus "verkehrt" herum, sie rotiert umgekehrt ("retrogard") wie die meisten andern Planeten des Sonnensystems. </p><p></p><p>Ein Besucher auf der Venusoberfläche müsste eine kräftige Lunge besitzen, 40fache Dichte und ein atmosphärischer Druck 90 Mal höher als auf dem Erdboden gilt es zu bewältigen! Das entspricht dem Druck, den wir 1000 [m] unter dem Meeresspiegel verspüren würden. Von außen gesehen ist nur eine stets geschlossene Wolkendecke zu erkennen mit wenigen Einzelheiten. Die Venus"luft" besteht zu 96% aus Kohlendioxid, 3% Stickstoff, der Rest besteht aus Wasser (0,003%), den Edelgasen Argon (0,007%) und Neon sowie Chlor- und Fluorwasserstoff und Schwefeldioxid (letztere vornehmlich größer konzentriert in den höheren Atmosphärenschichten). Eine wirklich "ätzende" Atmosphäre also, zumal die Wolkendecke der Venus in der Hauptsache aus Schwefelsäuretröpfchen besteht. Durch die dichte Wolkendecke reflektiert die Venus viel Licht, ihre Albedo liegt bei 0,76.</p><p></p><p>Was ist eine Albedo?</p><p></p><p>Unter der Albedo (lat. albus, weiß) versteht man das Rückstrahlungsvermögen einer streuend reflektierenden, nicht spiegelnden Oberfläche. Man unterscheidet dabei zwischen der sphärischen und der geometrischen Albedo. Die sphärische Albedo ist das Verhältnis der Lichtmenge, die von einer kugelförmigen Oberfläche in alle Richtungen reflektiert wird zur parallel einfallenden Lichtmenge. Das Verhältnis der Lichtmenge, die von der Scheibe eines Himmelskörpers reflektiert wird zur Lichtmenge, die von einer gleich großen weißen Scheibe zurück geworfen wird nennt man die geometrische Albedo.</p><p></p><p>Von großem Interesse für die Astronomen ist natürlich die Albedo eines nicht selbst strahlenden Himmelskörpers, also eines Planeten, Asteroiden oder Mondes des Sonnensystems. Diese Körper reflektieren lediglich das von der Sonne empfangene Licht, die Albedo ist deshalb abhängig von der Distanz des betrachteten Körpers zur Sonne sowie von seiner Größe und Oberflächenbeschaffenheit. Man kann die Albedo dann berechnen, wenn man die Sonnenentfernung und die Größe des Körpers kennt. Angegeben wird sie dann in Bruchteilen von 1, sie kann bei den Himmelskörpern aber nie gleich 1 sein, weil in diesem Fall das einfallende Licht vollkommen reflektiert würde. Hier einige Beispiele der sphärischen Albedo:</p><p></p><p>Himmelskörper Substanzen</p><p>Merkur 0,055 Ätnalava 0,04</p><p>Mond 0,07 Vesuvasche 0,15</p><p>Kallisto 0,17 Granit 0,31</p><p>Erde 0,39 Wolken 0,70</p><p>Venus 0,76 Kreide 0,86</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91635, member: 2506"] Vom Aussehen her ähnelt Merkur sehr stark unserem irdischen Mond, wie nachstehendem Bild deutlich zu entnehmen ist: Merkuraufnahme von Mariner 10 Mit freundlicher Genehmigung von Mariner 10, NASA Wir sehen eine wüste, von Kratern und Gebirgen durchsetzte und wild zerklüftete Oberfläche. Auch erkennen wir größere, mareähnliche Flächen. Der Pfeil weist auf den Krater Kuiper mit seinem Strahlensystem, der etwa 40 km Durchmesser hat. Die größten Krater haben Durchmesser von mehr als 1000 [Km], die kleinsten, welche 1974 von der Raumsonde Mariner 10 noch erkannt wurden einen solchen von 100 [m]. Größere Krater von mehreren Kilometern aufwärts weisen wie ihre Duplikate auf dem Mond Zentralberge auf, die sehr großen sind von Sekundärkratern umgeben. Die von einem Strahlenkranz umgebenen Krater wie Kuiper sind relativ jung. Es gibt allerdings auch Unterschiede zu unserem Mond: Lange Kliffs durchschneiden an manchen Stellen die Oberfläche, was darauf schließen lässt, dass Merkur einst einem Schrumpfungsprozess unterzogen war, ein solcher fand auf unserem Mond nicht statt. Dem Mare Imbrium auf unserem Mond entspricht das größte Einschlagbecken Merkurs mit Namen Caloris- Becken. Der Name kommt aus dem Lateinischen und bedeutet soviel wie Wärme, denn dieses Becken ist der heißeste Flecken auf Merkur. Caloris- BeckenEin Teil des Caloris- Beckens, zusammengesetzte Aufnahme aus mehreren Bildern der Raumsonde Mariner 10. Dieses Becken entstand in der Frühgeschichte des Planeten durch einen gewaltigen Einschlag. Die zerklüfteten und gebrochenen Ebenen im Beckeninnern sind vermutlich Schmelzprodukte als Folge des Einschlags. Mit einem Durchmesser von 1300 [Km] ist dies die größte Formation auf Merkur. Wahrscheinlich wurden durch den Einschlag gewaltige seismische Wellen ausgelöst, die in der Antipodenregion (~Gegenpol) eine weitere merkurtypische Struktur formte. Typisch für den Merkur sind wild zerklüftete Gebiete, in die Krater eingebettet sind. Sie entstanden wie schon erwähnt durch seismische Wellen, die das noch verformbare Gestein der Oberfläche in der Frühzeit des Planeten aufwarfen. Der rechte Krater hat einen Durchmesser von 100 [Km] und entspricht damit dem Krater Kopernikus auf dem Mond. Die Merkuroberfläche unterliegt noch heute einer langsam voranschreitenden Erosion. Diese ist wegen der fast vollständig fehlenden Atmosphäre nicht wetterbedingt, sondern wird von den ständig ungebremst einschlagenden interplanetaren Staubteilchen und Kleinkörpern verursacht. Als Oberflächenmaterial vermutet man daher Regolith, ein Trümmergestein, welches durch die mechanische Zerstörung des Planetengesteins durch Meteoriden und anschließendem Sintern (Zusammenbacken) der Bruchstücke entsteht. Terassenförmige KraterEiner der für den Merkur typischen Einschlagkrater. Er hat einen Durchmesser von 98 [Km], weist in dieser Größe einen Zentralberg auf und seine Wände fallen nach innen terrassenförmig ab. Dieselbe Erscheinung zeigen auch die kleineren Krater im Vordergrund, welche Durchmesser von etwa 25 [Km] aufweisen. Planeteninneres Merkur hat im Gegensatz zu anderen Planeten einen recht schlichten Aufbau. Aus seiner mittleren Dichte von 5,43 [g cm-3], die fast der Erddichte entspricht, wobei er aber nur ein Drittel der Erdgröße besitzt, kann man auf seinen Aufbau schließen. Seine Ähnlichkeit zum Mond führt zur Vermutung, dass sein Mantel aus Silikatgestein besteht, welches nur eine Dichte von etwa 3 [g cm-3] aufweist. Folglich muss Merkur einen recht schweren Kern besitzen. Aufbau des MerkurWie in diesem Bild dargestellt, ist der Aufbau des Merkurs recht simpel. Eine dünne Kruste und der Mantel des Planeten, die zusammen nicht mehr als 600 [Km] stark sind, umschließen einen großen Kern. Dieser besteht höchstwahrscheinlich aus Eisen, wie derjenige der Erde auch. Damit beträgt die Ausdehnung des Kerns gute 75% des Gesamtradius. Dieser Eisenkern ist sicherlich auch für das schwache Magnetfeld des Planeten verantwortlich. Mit freundlicher Genehmigung von [URL]www.solarviews.com,Copyright[/URL] Calvin J. Hamilton Die Feldstärke des Magnetfeldes beträgt an der Planetenoberfläche nur etwa 1% desjenigen der Erde und es ist 7° gegen die Rotationsachse geneigt. Wegen seiner Schwäche reicht es nur etwa 1000 [Km] in den Raum, daher bietet es auch keine Abschirmung gegen die schnellen Teilchen des Sonnenwindes wie der van Allen- Gürtel der Erde. Der Magnetschweif wird auf der sonnenabgewandten Seite 20 Merkurradien weit in den Raum gedehnt. Das Feld wird vermutlich nicht wie auf der Erde durch eine Art Dynamoeffekt erzeugt (aufgrund des flüssigen Erdkerns), sondern ist permanent im wohl festen Kern eingefroren. Neuere Messungen mit der NASA- Sonde MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) im Oktober 2008 haben gezeigt, dass Merkurs Magnetfeld sehr homogen ist und sich fast exakt entlang der Rotationsachse ausrichtet. Die MESSENGER- Sonde nutzte das Gravitationsfeld des Merkur bei ihren zweiten Vorbeiflug, um noch einmal Schwung zu holen. 2011 wird sie dann in eine Umlaufbahn um Merkur gelenkt. Merkur in Farbe - Anklicken für Großansicht Sie ist seit Mariner 10 erst die zweite Sonde, die Merkur besucht. Während ihres Vorbeifluges führte die Sonde Messungen des Magnetfeldes und der Atmosphäre durch und vermaß die Topologie mit einem Laser- Höhenmesser (Altimeter). Mariner 10 erfasste nur einen Teil der Merkuroberfläche, MESSENGER erweiterte die Landkarte um weitere 30% - etwa die Größe Südamerikas - so dass wir heute 95% der Merkuroberfläche kennen. Durch die über 1200 gewonnenen, hochauflösenden Bilder konnten zudem großflächige, unterschiedliche geologische Formationen aufgedeckt werden. Dennoch hat sich nun gezeigt, dass die Oberfläche Merkurs viel weniger Abwechslung zeigt wie z.B. Mars oder unser Mond. Sie ist uralt und überall von Kratern überdeckt, wenn es auch jüngere Überschwemmungsgebiete vulkanischen Ursprungs gibt. Einen kleinen Moment können Sie miterleben, was MESSENGER bei ihrem Vorbeiflug am Merkur zu sehen bekam, wenn Sie diesen Link anklicken, es öffnet sich ein Film im .mov- Format. Die mittels Spektrometer erneut durchgeführte Analyse der Merkuratmosphäre, die lediglich aus einer Exosphäre besteht, zeigte unterschiedliche Konzentrationen von Natrium, Kalium und Magnesium, abhängig vom Ort der Messung. Planetendaten Abschließend die wichtigsten Planetendaten in tabellarischer Form: Planetendaten Merkur Planetenmasse 3,302·1023 [Kg] Planetendurchmesser 4876 [Km] Dichte 5,43 [g cm-3 ] Fallbeschleunigung 3.70 [m s-2] Entweichgeschwindigkeit 4.3 [Km s-1] Rotationsperiode 58,646 Erdtage Bahngeschwindigkeit 47,87 [Km s-1] Bahnumfang 360 Mill. [Km] Bahnneigung zur Ekliptik 7°00'11'' Abstand zur Sonne Perihel: 0,3075 [AE] Aphel: 0,4667 [AE] Exzentrizität 0,2056 Oberflächentemperatur -180 [°C] bis 430 [°C] Atmosphärendruck 2·10-13 [bar] Albedo 0,055 Magnetfeldstärke (Äquator) ~5·10-7 [Tesla] Unser Schwesterplanet Als nächster Nachbar ist die Venus bei größter Annäherung "nur" 41 Millionen [Km] von der Erde entfernt. Nach Sonne und Mond ist sie damit das hellste Gestirn am Firmament, mit einer visuellen Helligkeit von -3m bis -4m ist sie schon in der einsetzenden Dämmerung als Morgen- oder Abendstern zu sehen. Venus-unsere Schwester Mit einem Durchmesser von 12104 [Km] ist sie fast so groß wie die Erde, auch in der mittleren Dichte, ihrer Schwerkraft erreicht sie fast Erdwerte und weist eine dichte Atmosphäre auf. Nicht umsonst bezeichnet man sie deshalb als unseren Schwesterplaneten. Noch bis in die frühen sechziger Jahre des letzen Jahrhunderts hielt man es für möglich, dass auf der Venus Leben existieren könnte, oder zumindest erdähnliche Bedingungen auf ihr herrschten. Schuld daran war sicherlich die sehr dichte Atmosphäre, die keinen Blick auf ihre Oberfläche zuließ und auch sonst alle Messungen erschwerte. Erst mit den vielen interplanetarischen Missionen, Sonden wie Venus Orbiter, Venera oder Magellan erhielten wir seit 1967 die Gewissheit, dass wir von den Venusbewohnern nichts zu befürchten haben... Rotation und Bahn Venus umläuft die Sonne in 224,7 Tagen und hat dabei eine mittlere Geschwindigkeit von 35,02 [Km·s-1]. Ihre Bahn ist ellipsenförmig mit einem großen Halbmesser von rund 108 Millionen [Km], allerdings weist sie die geringste Exzentrizität aller Planetenbahnen des Sonnensystems auf. Scheinbarer Durchmesser und PhasenwechselDie Venusbahn, von der Erde aus gesehen. Venus kann der Erde bis auf 41 Millionen [Km] nahe kommen, das ist der erdnächste Punkt, untere Konjunktion genannt. Sie kann sich in der oberen Konjunktion allerdings auch bis auf 257 Millionen [Km] entfernen. Damit schwankt ihr scheinbarer Durchmesser erheblich, zwischen 10'' und 60''. Aus der Skizze geht auch hervor, wieso wir bei der Venus einen Phasenwechsel beobachten. Steht sie in der unteren Konjunktion, hat sie zwar den größten scheinbaren Durchmesser, ihre Tagseite ist aber der Sonne zugewandt. In der oberen Konjunktion sehen wir dann die voll beleuchtete Scheibe, die nun allerdings den kleinsten Winkeldurchmesser aufweist. Ihre größte Helligkeit erreicht Venus etwa 35 Tage vor oder nach der unteren Konjunktion, wenn die Sichel stark verlängert erscheint. Diesen Effekt bezeichnet man auch als "Übergreifen der Hörnerspitzen", er beruht auf der starken Lichtstreuung der dichten Atmosphäre. Eingezeichnet ist noch die größte (östliche) Elongation. Das ist der größte messbare Winkel der gedachten Verbindungslinie von Sonne und Planet. Bei der Venus kann die östliche bzw. westliche Elongation 47° betragen, beim Merkur nur 27°, die Elongationen der äußeren Planeten können jeden Wert zwischen 0° und 180° annehmen. Die Venus wandert am Firmament zwischen westlicher und östlicher Elongation innerhalb von 584 Tagen hin und her. Allerdings sind die Zeiten durch die unterschiedlichen Bewegungen von Erde und Venus verschieden lang: Braucht Venus von der größten östlichen Elongation über die untere Konjunktion bis zur größten westlichen Elongation 144 Tage, dauert die Wanderung nun über die obere Konjunktion zurück zur größten östlichen Elongation rund 440 Tage. Erst durch Radarmessungen in den frühen sechziger Jahren des vergangenen Jahrhunderts konnte die Rotationsdauer der Venus bestimmt werden. Rotation der VenusWenn Sie möchten, können Sie durch Anklicken des Bildes eine Animation der Venusrotation im MPEG- Format betrachten (794 KB). Voraussetzung ist natürlich, dass auf Ihrem Rechner ein entsprechendes Programm zur Wiedergabe dieses Videoformats installiert ist. Die Rotationsperiode dauert ganze 243 Erdtage und ist damit sogar länger wie ihre Bahnperiode von 225 Tagen. Zudem dreht sich Venus "verkehrt" herum, sie rotiert umgekehrt ("retrogard") wie die meisten andern Planeten des Sonnensystems. Ein Besucher auf der Venusoberfläche müsste eine kräftige Lunge besitzen, 40fache Dichte und ein atmosphärischer Druck 90 Mal höher als auf dem Erdboden gilt es zu bewältigen! Das entspricht dem Druck, den wir 1000 [m] unter dem Meeresspiegel verspüren würden. Von außen gesehen ist nur eine stets geschlossene Wolkendecke zu erkennen mit wenigen Einzelheiten. Die Venus"luft" besteht zu 96% aus Kohlendioxid, 3% Stickstoff, der Rest besteht aus Wasser (0,003%), den Edelgasen Argon (0,007%) und Neon sowie Chlor- und Fluorwasserstoff und Schwefeldioxid (letztere vornehmlich größer konzentriert in den höheren Atmosphärenschichten). Eine wirklich "ätzende" Atmosphäre also, zumal die Wolkendecke der Venus in der Hauptsache aus Schwefelsäuretröpfchen besteht. Durch die dichte Wolkendecke reflektiert die Venus viel Licht, ihre Albedo liegt bei 0,76. Was ist eine Albedo? Unter der Albedo (lat. albus, weiß) versteht man das Rückstrahlungsvermögen einer streuend reflektierenden, nicht spiegelnden Oberfläche. Man unterscheidet dabei zwischen der sphärischen und der geometrischen Albedo. Die sphärische Albedo ist das Verhältnis der Lichtmenge, die von einer kugelförmigen Oberfläche in alle Richtungen reflektiert wird zur parallel einfallenden Lichtmenge. Das Verhältnis der Lichtmenge, die von der Scheibe eines Himmelskörpers reflektiert wird zur Lichtmenge, die von einer gleich großen weißen Scheibe zurück geworfen wird nennt man die geometrische Albedo. Von großem Interesse für die Astronomen ist natürlich die Albedo eines nicht selbst strahlenden Himmelskörpers, also eines Planeten, Asteroiden oder Mondes des Sonnensystems. Diese Körper reflektieren lediglich das von der Sonne empfangene Licht, die Albedo ist deshalb abhängig von der Distanz des betrachteten Körpers zur Sonne sowie von seiner Größe und Oberflächenbeschaffenheit. Man kann die Albedo dann berechnen, wenn man die Sonnenentfernung und die Größe des Körpers kennt. Angegeben wird sie dann in Bruchteilen von 1, sie kann bei den Himmelskörpern aber nie gleich 1 sein, weil in diesem Fall das einfallende Licht vollkommen reflektiert würde. Hier einige Beispiele der sphärischen Albedo: Himmelskörper Substanzen Merkur 0,055 Ätnalava 0,04 Mond 0,07 Vesuvasche 0,15 Kallisto 0,17 Granit 0,31 Erde 0,39 Wolken 0,70 Venus 0,76 Kreide 0,86 [/QUOTE]
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