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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91636" data-attributes="member: 2506"><p>Himmelskörper, die eine dunkle und raue Oberfläche aufweisen besitzen demnach eine nur geringe Albedo. Gute Beispiele hierfür sind Merkur oder unser Mond, beide haben eine nur schlecht reflektierende Oberfläche. Venus dagegen weist eine recht hohe Albedo auf, was auf ihre dichte und gut reflektierende Wolkendecke zurückzuführen ist. Auch unsere Erde hat ein gutes Reflexionsvermögen, ihre Albedo kann man aus dem so genannten aschgrauen Mondlicht ableiten, wenn die Erde den Neumond schwach erhellt. Wie die oben stehende Tabelle schon andeutet, kann man aus der Albedo auf die Beschaffenheit der Oberfläche eines Himmelskörpers schließen.</p><p></p><p>Die VenusatmosphäreIn dieser Skizze sieht man den Temperaturverlauf der Venusatmosphäre. Angedeutet sind auch mit H die Hauptwolkenschicht in etwa 50 bis 70 [Km] Höhe. Hier finden wir 3 verschieden dichte, voneinander getrennte Wolkenschichten (a bis c). Unterhalb und oberhalb dieser Wolkenformationen befinden sich jeweils dünne Dunstschichten D. Mit steigender Höhe nimmt die Temperatur zunächst in der Troposphäre stetig ab, bleibt in der etwa 10 [Km] dicken Mesosphäre fast konstant und steigt dann in der Thermosphäre wieder an. In der Exosphäre ist sie wiederum konstant.</p><p></p><p>Direkt auf der Oberfläche steigt die Venustemperatur im Mittel bis auf 470 [°C] an. Wieso ist es aber so heiß dort? Die Lösung des Rätsels liegt in der hohen Konzentration von über 95% CO2, Kohlendioxid. Dieses Gas besitzt nämlich die unangenehme Eigenschaft, infrarote Strahlung zu absorbieren. Normalerweise würde die Sonnenstrahlung wie bei der Erde die (Gesteins-) Oberfläche erwärmen, die gespeicherte Strahlung wird dann wieder als Rückstrahlung in den Weltraum zurückgegeben. CO2 absorbiert nun nicht nur den infraroten Anteil der einfallenden Strahlung, sondern auch die Rückstrahlung. Hierdurch erwärmt sich die Atmosphäre immer weiter, wir kennen diesen Effekt unter dem Namen Treibhauseffekt. Stetig ansteigende Konzentrationen des Kohlendioxids seit etwa 300 Jahren führen unweigerlich zu einer Klimaerwärmung der Erde, die Folgen sind uns allen inzwischen bekannt. Nun liegt aber der CO2- Gehalt der Erde bei nur rund 0,03%, und so wundert es uns nicht mehr, dass es auf der Venus derart heiß ist. Selbst Blei und Zinn kämen auf der dunkelrot glühenden Oberfläche nur flüssig vor!</p><p></p><p>Eine dichte Decke aus Schwefelsäurewolken verhindert jede Sicht auf die Oberfläche der Venus. Sie ist dennoch ein beliebter "Zwischenstop" für Raumsonden, die zu den großen Planeten unterwegs sind. Denn sie benutzen gerne unsere Nachbarin als Gravitationsschleuder, indem sie sich vom Gravitationsfeld zunächst beschleunigen lassen, um dann in einem geschickten Manöver wieder in die Tiefen des Sonnensystems einzutauchen. So auch die Jupitersonde Galileo, die im Februar 1990 im Vorbeiflug an Venus dieses Foto schoss.</p><p></p><p>Nun kann man sich noch fragen, wieso der CO2- Gehalt der Venus so hoch ist, derjenige der Erde aber nicht? Die Erde besitzt die so genannte Hydrosphäre, in welcher flüssiges Wasser auf der Oberfläche vorkommt. Diese Chance hatte Venus aufgrund ihrer Sonnennähe nie. Das Wasser der Erde aber konnte im Laufe der Zeit den größten CO2- Anteil auswaschen und als Karbonate in Form von Sedimenten auf den Ozeanböden ablagern. Das ist auf der Venus nicht möglich. Die hohen Temperaturen sorgten dafür, dass das ursprünglich vielleicht in ähnlicher Menge wie auf der Erde vorhandene Wasser stets gasförmig vorlag. Hierdurch konnte es in den oberen Atmosphärenschichten durch die UV- Strahlung aufgespalten werden. Wasserstoff konnte dann in den Weltraum entweichen, der Sauerstoff wurde als Oxid in den Oberflächengesteinen gebunden.</p><p></p><p>Auf dem Mars bietet sich noch eine weitere Variante an, hier kann nämlich im Winter das Kohlendoxid an den Polen ausfrieren. Allerdings ist die Durchschnittstemperatur hier zu hoch, um dauerhaft niedrige CO2- Gehalte zu gewährleisten. Deshalb entspricht auch die Marsatmosphäre in der Zusammensetzung in etwa derjenigen der Venus, sie ist aber zu dünn, um einen spürbaren Treibhauseffekt zu erzeugen. Lediglich auf der Erde wurde durch ihre Hydrosphäre, ihren besonders günstigen "Standort" und die spätere biologische Entwicklung die Atmosphäre entscheidend umgewandelt.</p><p></p><p>Oberfläche</p><p></p><p>Venus verbirgt ihre Oberfläche, wie gesehen, unter einer dichten Wolkendecke. Inzwischen haben mehrere Raumsonden den Planeten besucht und teilweise mit Radar abgetastet, einige sind sogar erfolgreich auf der Oberfläche gelandet.</p><p></p><p>Topographie der Venusoberfläche</p><p></p><p>In dieser Falschfarben- Darstellung ist die Topographie als Mercator- Projektion des größten Teils der Venusoberfläche dargestellt. Durch Anklicken des Bildes können Sie es in Großansicht (274 KB) betrachten. Vergleichen Sie bitte nicht die Farben mit ähnlichen Darstellungen unseres Planeten, Blau gibt hier keinen Hinweis auf Wasser sondern lediglich auf tiefer gelegne Gebiete, Grüntöne zeigen Gebirgszüge auf. Einige markante Gebiete sind namentlich gekennzeichnet.</p><p></p><p>Zum ersten Mal wurde die Oberfläche der Venus 1963 durch Radar von der Erde aus abgetastet. Dabei entdeckte man eine größere Oberflächenstruktur, die den Namen Alpha- Region erhielt, eben für das erste bekannte Detail.</p><p></p><p>Die Alpha- RegionDie Alpha- Region ist eine lang gestreckte Hochebene mit einer Ausdehnung von etwa 1300 [Km] und stellt zudem eine Besonderheit der Venusoberfläche dar. Sie ist charakterisiert durch ein vielfältiges Zusammenspiel von parallelen und zum Teil zerschnittenen Bergkämmen, Talmulden oder Furchen und tief gelegenen Senken. Deren Richtung ändert sich hin und wieder ganz abrupt, die Kämme sind meist 10 [Km] voneinander entfernt. Wie diese Formationen entstanden ist noch ungeklärt, vielleicht gehen sie auf eine Abwärtsbewegung magmatischen Materials im Planetenmantel zurück. Im südlichen, unteren Bildabschnitt erkennt man eine ringförmige Struktur, die man "Eva" nennt. In ihrer Mitte sehen wir im Radarlicht einen hellen Punkt, das ist exakt der Null- Meridian. Die computeranimierte Aufnahme entstand durch vielfältige Bearbeitung von Radarbildern der Sonden Venera 13 ,14 und Magellan.</p><p></p><p>Wie es scheint, ist die Venusoberfläche, die wir sehen, relativ jung. Einschlagkrater auf VenusMan kommt zu dieser Erkenntnis, weil nur relativ wenige Einschlagskrater (rund 900 insgesamt) zu finden sind. Die Wissenschaftler diskutieren heute, was zu einer völligen Umwandlung der Oberfläche vor etwa 300 bis 500 Millionen Jahren geführt haben könnte. Zumindest führte ein globales Ereignis dazu, dass alte Einschlagskrater vollständig überflutet wurden, einen aktiven Vulkanismus gab es danach nicht mehr. Vielleicht war auch der Zustand der Oberfläche aufgrund hoher Temperatur (Venus besitzt sicher auch eine "innere Heizung" durch Zerfall radioaktiven Materials) derart weich, dass einschlagende Meteoride kaum Spuren hinterließen.</p><p></p><p>Hier sehen wir nochmal die 3 Einschlagkrater aus einen anderen Perspektive, gewonnen aus Aufnahmen der Magellan- und Verena- Sonden. Im Vordergrund liegt der Krater Howe, der einen Durchmesser von 37 [Km] besitzt. Links im Hintergrund liegt der Krater Danilova mit 48 [Km] Durchmesser und daneben erkennen wir Aglaonice, den größten Einschlagkrater mit fast 63 [Km] Durchmesser.</p><p></p><p>Auffällig ist, dass wir auf der Venus keine kleinen Einschlagkrater finden wie beispielsweise auf Merkur oder dem Mond. Das liegt sicher an ihrer sehr dichten Atmosphäre, die herabstürzende Brocken noch "effektiver" verglühen lässt als die Erdatmosphäre. So finden sich kaum Krater unter 2 [Km] Durchmesser.</p><p></p><p>Auf der Venus findet man keine Meere vor, folglich ist es schwierig, ein Bezugsniveau für Höhenangaben zu finden. Daher hat man sich geeinigt, die Angaben von Höhen auf eine Kugel mit einem Radius von 6051,8 [Km] zu beziehen. Über 80% der Venusoberfläche ist von recht flachen Ebenen bedeckt, die höchstens 1000 [m] Höhenunterschied aufweisen. Tektonisch verformte Hochländer erheben sich bis zu 11 [Km], die höchste Erhebung misst etwa 14 [Km]. Hochländer wie Aphrodite Terra oder Ishtar Terra (siehe große Karte) erscheinen wie irdische Kontinente und weisen auch entsprechende Ausmaße auf. Allerdings gibt es auf Venus keine Plattentektonik wie bei uns auf der Erde. Dagegen war der Vulkanismus sehr weit verbreitet.</p><p></p><p>Der Vulkan Sapas MonsDer Vulkan Sapas Mons. Vom Doppelkegel des Vulkans ergießen sich Lavaströme über Hunderte von Kilometern. Der Vulkan selbst erstreckt sich über 400 [Km] und ist 1,5 [Km] hoch (gegen die Umgebung, bezogen auf das Venus-Null-Niveau ist er 4,5 [Km] hoch). Das Magma wurde nicht nur aus den Vulkankegeln ausgestoßen, sondern es gab vermutlich auch Eruptionen entlang der Flanken. Solche Vulkane weisen eine gewisse Ähnlichkeit zu irdischen auf, wie z.B. den Vulkanen auf Hawaii.</p><p></p><p>Planeteninneres</p><p></p><p>Über den inneren Aufbau der Venus weiß man bis heute eigentlich nur recht wenig. Aus ihrer Masse und ihrer Dichte schließt man aber auf einen ähnlichen Aufbau wie denjenigen der Erde.</p><p></p><p>Innerer Aufbau der VenusDas Bild zeigt uns den vermutlichen Aufbau der Venus. Die Darstellung der Atmosphäre stammt von Mariner 10- Bildern, die der Oberfläche von der Magellan- Sonde. Im Innern vermutet man einen eisenreichen Kern, der etwa 20% der Gesamtmasse (entsprechend etwa 3000 [Km] Durchmesser) des Planeten ausmacht. Daran schließt sich ein Mantel an, der wahrscheinlich wie derjenige der Erde aus Silikatmineralien besteht. Darüber befindet sich die dünne Kruste, die je nach Lage zwischen 25 und 40 [Km], oder auch bis zu 60 [Km] dick sein kann. Die Wissenschaftler rätseln, ob der Kern noch teilweise flüssig ist, oder bereits fest, zumindest wird er sich aber in der Phase der Verfestigung befinden.</p><p></p><p>Copyright Calvin J. Hamilton, <a href="http://www.solarviews.com">www.solarviews.com</a></p><p></p><p>Darauf weist auch ein anderer Umstand hin, nämlich das nur sehr schwach ausgeprägte Magnetfeld dieses Planeten. An seiner Oberfläche liegt die magnetische Feldstärke bei nur 4·10-9 bis 10-8 Tesla, das entspricht gerade 1/10 000 der Stärke des Erdmagnetfeldes. Dieses Magnetfeld wird dann auch nicht wie bei uns durch den flüssigen Kern hervorgerufen, sondern durch ein relativ konstantes Stromsystem in der Venusionosphäre induziert. Ein so schwaches Magnetfeld kann der Sonnenwind dann auch leicht zusammenpressen, auf der sonnenzugewandten Seite ragt es gerade 2000 [Km] in die Höhe.</p><p></p><p>Venus ist heute ein inaktiver Planet, der keine aktiven Vulkane mehr besitzt und auch keine Plattentektonik mehr aufweist. Neben der Kruste wird deshalb auch der Mantel erstarrt sein, und sehr wahrscheinlich auch der Kern.</p><p></p><p>Planetendaten</p><p></p><p>Abschließend die wichtigsten Planetendaten in tabellarischer Form:</p><p></p><p>Planetendaten Venus</p><p>Planetenmasse 4,87·1024 [Kg]</p><p>Planetendurchmesser 12104 [Km]</p><p>Dichte 5,250 [g cm-3 ]</p><p>Entweichgeschwindigkeit 10,4 [Km s-1]</p><p>Rotationsperiode 243 Erdtage</p><p>Umlaufzeit 224,7 Erdtage</p><p>Bahngeschwindigkeit 35,02 [Km s-1]</p><p>Bahnumfang 680 Mill. [Km]</p><p>Bahnneigung zur Ekliptik 3°23'37''</p><p>Abstand zur Sonne Perihel: 0,27 [AE]</p><p>Aphel: 1,73 [AE]</p><p>Exzentrizität 0,0068</p><p>Oberflächentemperatur 743 [K] (Mittel)</p><p>Atmosphärendruck 90 [bar]</p><p>Albedo 0,76</p><p>Magnetfeldstärke ~4·10-9 bis 1· 10-8 [T]</p><p></p><p>Das Blaue Juwel</p><p></p><p>Ja, unsere Erde ist ein wirkliches Juwel unter allen Planeten des Sonnensystems. Einzig auf ihr herrschen gemäßigte Temperaturen, so dass Wasser in flüssiger Form vorkommen kann, welches nach unserem heutigen Wissen die Grundlage jeden Lebens darstellt.</p><p></p><p>Es gäbe vieles zu berichten über unseren Planeten, zu viel, als dass es auf einer einzigen Homepage Platz hätte. Denken Sie an die Geschichte des Planeten, die Evolution des Lebens, Meteorologie, Geographie, Biologie, Mineralogie, Seismologie - man kann gar nicht alles aufzählen. Sicher füllt das Wissen, was wir Menschen im Laufe der Zeit über unseren Planeten zusammengetragen haben, Kilometer hohe Bücherstapel.</p><p></p><p>Deshalb kann auf dieser bescheidenen Internet- Seite nur eine kleine Übersicht aus planetologischer Sicht gegeben werden.</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91636, member: 2506"] Himmelskörper, die eine dunkle und raue Oberfläche aufweisen besitzen demnach eine nur geringe Albedo. Gute Beispiele hierfür sind Merkur oder unser Mond, beide haben eine nur schlecht reflektierende Oberfläche. Venus dagegen weist eine recht hohe Albedo auf, was auf ihre dichte und gut reflektierende Wolkendecke zurückzuführen ist. Auch unsere Erde hat ein gutes Reflexionsvermögen, ihre Albedo kann man aus dem so genannten aschgrauen Mondlicht ableiten, wenn die Erde den Neumond schwach erhellt. Wie die oben stehende Tabelle schon andeutet, kann man aus der Albedo auf die Beschaffenheit der Oberfläche eines Himmelskörpers schließen. Die VenusatmosphäreIn dieser Skizze sieht man den Temperaturverlauf der Venusatmosphäre. Angedeutet sind auch mit H die Hauptwolkenschicht in etwa 50 bis 70 [Km] Höhe. Hier finden wir 3 verschieden dichte, voneinander getrennte Wolkenschichten (a bis c). Unterhalb und oberhalb dieser Wolkenformationen befinden sich jeweils dünne Dunstschichten D. Mit steigender Höhe nimmt die Temperatur zunächst in der Troposphäre stetig ab, bleibt in der etwa 10 [Km] dicken Mesosphäre fast konstant und steigt dann in der Thermosphäre wieder an. In der Exosphäre ist sie wiederum konstant. Direkt auf der Oberfläche steigt die Venustemperatur im Mittel bis auf 470 [°C] an. Wieso ist es aber so heiß dort? Die Lösung des Rätsels liegt in der hohen Konzentration von über 95% CO2, Kohlendioxid. Dieses Gas besitzt nämlich die unangenehme Eigenschaft, infrarote Strahlung zu absorbieren. Normalerweise würde die Sonnenstrahlung wie bei der Erde die (Gesteins-) Oberfläche erwärmen, die gespeicherte Strahlung wird dann wieder als Rückstrahlung in den Weltraum zurückgegeben. CO2 absorbiert nun nicht nur den infraroten Anteil der einfallenden Strahlung, sondern auch die Rückstrahlung. Hierdurch erwärmt sich die Atmosphäre immer weiter, wir kennen diesen Effekt unter dem Namen Treibhauseffekt. Stetig ansteigende Konzentrationen des Kohlendioxids seit etwa 300 Jahren führen unweigerlich zu einer Klimaerwärmung der Erde, die Folgen sind uns allen inzwischen bekannt. Nun liegt aber der CO2- Gehalt der Erde bei nur rund 0,03%, und so wundert es uns nicht mehr, dass es auf der Venus derart heiß ist. Selbst Blei und Zinn kämen auf der dunkelrot glühenden Oberfläche nur flüssig vor! Eine dichte Decke aus Schwefelsäurewolken verhindert jede Sicht auf die Oberfläche der Venus. Sie ist dennoch ein beliebter "Zwischenstop" für Raumsonden, die zu den großen Planeten unterwegs sind. Denn sie benutzen gerne unsere Nachbarin als Gravitationsschleuder, indem sie sich vom Gravitationsfeld zunächst beschleunigen lassen, um dann in einem geschickten Manöver wieder in die Tiefen des Sonnensystems einzutauchen. So auch die Jupitersonde Galileo, die im Februar 1990 im Vorbeiflug an Venus dieses Foto schoss. Nun kann man sich noch fragen, wieso der CO2- Gehalt der Venus so hoch ist, derjenige der Erde aber nicht? Die Erde besitzt die so genannte Hydrosphäre, in welcher flüssiges Wasser auf der Oberfläche vorkommt. Diese Chance hatte Venus aufgrund ihrer Sonnennähe nie. Das Wasser der Erde aber konnte im Laufe der Zeit den größten CO2- Anteil auswaschen und als Karbonate in Form von Sedimenten auf den Ozeanböden ablagern. Das ist auf der Venus nicht möglich. Die hohen Temperaturen sorgten dafür, dass das ursprünglich vielleicht in ähnlicher Menge wie auf der Erde vorhandene Wasser stets gasförmig vorlag. Hierdurch konnte es in den oberen Atmosphärenschichten durch die UV- Strahlung aufgespalten werden. Wasserstoff konnte dann in den Weltraum entweichen, der Sauerstoff wurde als Oxid in den Oberflächengesteinen gebunden. Auf dem Mars bietet sich noch eine weitere Variante an, hier kann nämlich im Winter das Kohlendoxid an den Polen ausfrieren. Allerdings ist die Durchschnittstemperatur hier zu hoch, um dauerhaft niedrige CO2- Gehalte zu gewährleisten. Deshalb entspricht auch die Marsatmosphäre in der Zusammensetzung in etwa derjenigen der Venus, sie ist aber zu dünn, um einen spürbaren Treibhauseffekt zu erzeugen. Lediglich auf der Erde wurde durch ihre Hydrosphäre, ihren besonders günstigen "Standort" und die spätere biologische Entwicklung die Atmosphäre entscheidend umgewandelt. Oberfläche Venus verbirgt ihre Oberfläche, wie gesehen, unter einer dichten Wolkendecke. Inzwischen haben mehrere Raumsonden den Planeten besucht und teilweise mit Radar abgetastet, einige sind sogar erfolgreich auf der Oberfläche gelandet. Topographie der Venusoberfläche In dieser Falschfarben- Darstellung ist die Topographie als Mercator- Projektion des größten Teils der Venusoberfläche dargestellt. Durch Anklicken des Bildes können Sie es in Großansicht (274 KB) betrachten. Vergleichen Sie bitte nicht die Farben mit ähnlichen Darstellungen unseres Planeten, Blau gibt hier keinen Hinweis auf Wasser sondern lediglich auf tiefer gelegne Gebiete, Grüntöne zeigen Gebirgszüge auf. Einige markante Gebiete sind namentlich gekennzeichnet. Zum ersten Mal wurde die Oberfläche der Venus 1963 durch Radar von der Erde aus abgetastet. Dabei entdeckte man eine größere Oberflächenstruktur, die den Namen Alpha- Region erhielt, eben für das erste bekannte Detail. Die Alpha- RegionDie Alpha- Region ist eine lang gestreckte Hochebene mit einer Ausdehnung von etwa 1300 [Km] und stellt zudem eine Besonderheit der Venusoberfläche dar. Sie ist charakterisiert durch ein vielfältiges Zusammenspiel von parallelen und zum Teil zerschnittenen Bergkämmen, Talmulden oder Furchen und tief gelegenen Senken. Deren Richtung ändert sich hin und wieder ganz abrupt, die Kämme sind meist 10 [Km] voneinander entfernt. Wie diese Formationen entstanden ist noch ungeklärt, vielleicht gehen sie auf eine Abwärtsbewegung magmatischen Materials im Planetenmantel zurück. Im südlichen, unteren Bildabschnitt erkennt man eine ringförmige Struktur, die man "Eva" nennt. In ihrer Mitte sehen wir im Radarlicht einen hellen Punkt, das ist exakt der Null- Meridian. Die computeranimierte Aufnahme entstand durch vielfältige Bearbeitung von Radarbildern der Sonden Venera 13 ,14 und Magellan. Wie es scheint, ist die Venusoberfläche, die wir sehen, relativ jung. Einschlagkrater auf VenusMan kommt zu dieser Erkenntnis, weil nur relativ wenige Einschlagskrater (rund 900 insgesamt) zu finden sind. Die Wissenschaftler diskutieren heute, was zu einer völligen Umwandlung der Oberfläche vor etwa 300 bis 500 Millionen Jahren geführt haben könnte. Zumindest führte ein globales Ereignis dazu, dass alte Einschlagskrater vollständig überflutet wurden, einen aktiven Vulkanismus gab es danach nicht mehr. Vielleicht war auch der Zustand der Oberfläche aufgrund hoher Temperatur (Venus besitzt sicher auch eine "innere Heizung" durch Zerfall radioaktiven Materials) derart weich, dass einschlagende Meteoride kaum Spuren hinterließen. Hier sehen wir nochmal die 3 Einschlagkrater aus einen anderen Perspektive, gewonnen aus Aufnahmen der Magellan- und Verena- Sonden. Im Vordergrund liegt der Krater Howe, der einen Durchmesser von 37 [Km] besitzt. Links im Hintergrund liegt der Krater Danilova mit 48 [Km] Durchmesser und daneben erkennen wir Aglaonice, den größten Einschlagkrater mit fast 63 [Km] Durchmesser. Auffällig ist, dass wir auf der Venus keine kleinen Einschlagkrater finden wie beispielsweise auf Merkur oder dem Mond. Das liegt sicher an ihrer sehr dichten Atmosphäre, die herabstürzende Brocken noch "effektiver" verglühen lässt als die Erdatmosphäre. So finden sich kaum Krater unter 2 [Km] Durchmesser. Auf der Venus findet man keine Meere vor, folglich ist es schwierig, ein Bezugsniveau für Höhenangaben zu finden. Daher hat man sich geeinigt, die Angaben von Höhen auf eine Kugel mit einem Radius von 6051,8 [Km] zu beziehen. Über 80% der Venusoberfläche ist von recht flachen Ebenen bedeckt, die höchstens 1000 [m] Höhenunterschied aufweisen. Tektonisch verformte Hochländer erheben sich bis zu 11 [Km], die höchste Erhebung misst etwa 14 [Km]. Hochländer wie Aphrodite Terra oder Ishtar Terra (siehe große Karte) erscheinen wie irdische Kontinente und weisen auch entsprechende Ausmaße auf. Allerdings gibt es auf Venus keine Plattentektonik wie bei uns auf der Erde. Dagegen war der Vulkanismus sehr weit verbreitet. Der Vulkan Sapas MonsDer Vulkan Sapas Mons. Vom Doppelkegel des Vulkans ergießen sich Lavaströme über Hunderte von Kilometern. Der Vulkan selbst erstreckt sich über 400 [Km] und ist 1,5 [Km] hoch (gegen die Umgebung, bezogen auf das Venus-Null-Niveau ist er 4,5 [Km] hoch). Das Magma wurde nicht nur aus den Vulkankegeln ausgestoßen, sondern es gab vermutlich auch Eruptionen entlang der Flanken. Solche Vulkane weisen eine gewisse Ähnlichkeit zu irdischen auf, wie z.B. den Vulkanen auf Hawaii. Planeteninneres Über den inneren Aufbau der Venus weiß man bis heute eigentlich nur recht wenig. Aus ihrer Masse und ihrer Dichte schließt man aber auf einen ähnlichen Aufbau wie denjenigen der Erde. Innerer Aufbau der VenusDas Bild zeigt uns den vermutlichen Aufbau der Venus. Die Darstellung der Atmosphäre stammt von Mariner 10- Bildern, die der Oberfläche von der Magellan- Sonde. Im Innern vermutet man einen eisenreichen Kern, der etwa 20% der Gesamtmasse (entsprechend etwa 3000 [Km] Durchmesser) des Planeten ausmacht. Daran schließt sich ein Mantel an, der wahrscheinlich wie derjenige der Erde aus Silikatmineralien besteht. Darüber befindet sich die dünne Kruste, die je nach Lage zwischen 25 und 40 [Km], oder auch bis zu 60 [Km] dick sein kann. Die Wissenschaftler rätseln, ob der Kern noch teilweise flüssig ist, oder bereits fest, zumindest wird er sich aber in der Phase der Verfestigung befinden. Copyright Calvin J. Hamilton, [URL]www.solarviews.com[/URL] Darauf weist auch ein anderer Umstand hin, nämlich das nur sehr schwach ausgeprägte Magnetfeld dieses Planeten. An seiner Oberfläche liegt die magnetische Feldstärke bei nur 4·10-9 bis 10-8 Tesla, das entspricht gerade 1/10 000 der Stärke des Erdmagnetfeldes. Dieses Magnetfeld wird dann auch nicht wie bei uns durch den flüssigen Kern hervorgerufen, sondern durch ein relativ konstantes Stromsystem in der Venusionosphäre induziert. Ein so schwaches Magnetfeld kann der Sonnenwind dann auch leicht zusammenpressen, auf der sonnenzugewandten Seite ragt es gerade 2000 [Km] in die Höhe. Venus ist heute ein inaktiver Planet, der keine aktiven Vulkane mehr besitzt und auch keine Plattentektonik mehr aufweist. Neben der Kruste wird deshalb auch der Mantel erstarrt sein, und sehr wahrscheinlich auch der Kern. Planetendaten Abschließend die wichtigsten Planetendaten in tabellarischer Form: Planetendaten Venus Planetenmasse 4,87·1024 [Kg] Planetendurchmesser 12104 [Km] Dichte 5,250 [g cm-3 ] Entweichgeschwindigkeit 10,4 [Km s-1] Rotationsperiode 243 Erdtage Umlaufzeit 224,7 Erdtage Bahngeschwindigkeit 35,02 [Km s-1] Bahnumfang 680 Mill. [Km] Bahnneigung zur Ekliptik 3°23'37'' Abstand zur Sonne Perihel: 0,27 [AE] Aphel: 1,73 [AE] Exzentrizität 0,0068 Oberflächentemperatur 743 [K] (Mittel) Atmosphärendruck 90 [bar] Albedo 0,76 Magnetfeldstärke ~4·10-9 bis 1· 10-8 [T] Das Blaue Juwel Ja, unsere Erde ist ein wirkliches Juwel unter allen Planeten des Sonnensystems. Einzig auf ihr herrschen gemäßigte Temperaturen, so dass Wasser in flüssiger Form vorkommen kann, welches nach unserem heutigen Wissen die Grundlage jeden Lebens darstellt. Es gäbe vieles zu berichten über unseren Planeten, zu viel, als dass es auf einer einzigen Homepage Platz hätte. Denken Sie an die Geschichte des Planeten, die Evolution des Lebens, Meteorologie, Geographie, Biologie, Mineralogie, Seismologie - man kann gar nicht alles aufzählen. Sicher füllt das Wissen, was wir Menschen im Laufe der Zeit über unseren Planeten zusammengetragen haben, Kilometer hohe Bücherstapel. Deshalb kann auf dieser bescheidenen Internet- Seite nur eine kleine Übersicht aus planetologischer Sicht gegeben werden. [/QUOTE]
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