Venus

Venus

De planeet Venus, met wolkendek en zonder wolkendek

Venus, het ‘juweeltje van de hemel’ stond vooral vroeger bekend als de morgenster en avondster bij de vroegere astronomen. De bijnaam bestaat nog steeds omdat de planeet het prominents aanwezig is aan het begin van de avond en de morgen. Vroegere astronomen dachten dat Venus uit twee helften bestond. Venus, die vernoemd is daar de Romeinse god van liefde en schoonheid is bedekt met een dikke ronddraaiende wolkenlaag.

Als astronomen het hebben over Venus dat wordt deze ook wel eens de zusterplaneet van de planeet Aarde genoemd. Beide planeten zijn vergelijkbaar in grootte, massa, dichtheid en volume. Beide zijn ontstaan rond dezelfde tijd en beide zijn ontstaan uit dezelfde nevel. De laatste jaren is wel duidelijk geworden dat de overeenkomsten hiermee dan ook ophouden. Venus en Aarde verschillen toch veel van elkaar. De ‘zusterplaneet’ heeft geen oceanen en is omgeven door een zware atmosfeer die voornamelijk is opgesteld uit koolstofdioxide en vrijwel geen waterdamp. De wolken bevatten druppels zwavelzuur. Aan het oppervlak is de atmosferische druk 92 maal groter dan de druk die we hier op Aarde hebben op zeeniveau.

Venus wordt continue gebakken door een oppervlaktetemperatuur van 482°C. Deze hoge temperatuur is voornamelijk toe te schrijven aan een op hol geslagen broeikaseffect die is veroorzaakt door de zware atmosfeer die uit koolstofdioxide bestaat. Zonlicht breekt door de atmosfeer om zo het oppervlak te verhitten. De hitte wordt teruggekaatst maar is dan gevangen binnen de dichte atmosfeer en kan zo niet verdwijnen in de ruimte. Hierdoor is Venus warmer dan Mercurius terwijl deze laatst genoemde dichterbij de Zon staat. Het broeikaseffect op Venus is vergelijkbaar met het broeikaseffect hier op aarde, alleen is het daar in een veel verder stadium aanwezig.

Een dag op de planeet Venus komt overeen met 243 Aarddagen en is langer daarmee langer dan een Venus-jaar, die 225 Aarddagen duurt. Vreemd genoeg roteert de planeet Venus van oost naar west. Zou men op Venus staan dan komt de Zon op in het westen en zal ondergaan in het oosten.

Pas sinds kort zijn wetenschappers in staat om door het dichte wolkendek heen te kijken en zo de geologische kenmerken van de planeet te onderzoeken. Ontwikkelingen op het gebied van radartelescopen en radarbeeldsystemen hebben dit mogelijk gemaakt. De vier succesvolste missies om het Venusoppervlak in beeld te brengen zijn NASA’s Pionier Venus missie (1978), De Sovjet Unie missie Venera 15 en 16 (1983 – 1984) en de NASA’s Magellaan radarbeeld missie (1990 – 1994). Met behulp van deze ruimtevaartuigen ontstond een nieuw beeld van Venus. De Venus-express van de ESA, gelanceerd op 9 november 2005, zal in de maand april van 2006 aankomen om meer en beter onderzoek te verrichten bij de planeet.

Het oppervlak

Venus - artist impression

Artist impression van het oppervlak van Venus

Het oppervlak van Venus is geologisch gezien nog vrij jong. Het lijkt erop dat er zo’n 300 tot 500 miljoen jaar geleden een geheel nieuw oppervlak is gekomen. Onderzoekers zijn momenteel nog druk aan het debatteren wat hiervan de oorzaak is. De topografie van Venus bestaat uit grote vlakten die bedekt zijn met lavastromen en hoge delen en gebergten die zijn ontstaan door geologische activiteit. ‘Maxwell Montes’ in het gebied met de naam ‘Ishtar Terra’ is het hoogste punt op Venus. De Aphrodite Terra hooglanden zijn verspreid tot bijna de helft rond de equator. Magellaan foto’s van de hoger geleden delen (2,5 kilometer of hoger) zijn opmerkelijk helder wat duidt op een vochtige bodem. Toch is er geen vloeibaar water op het oppervlak aanwezig, laat staan op de hoger gelegen delen.

Een theorie hierover zegt dat het heldere materiaal wellicht bestaat uit metaalverbindingen. Onderzoek wijst uit dat het hier dan moet gaan om ijzerpyriet, ook bekend als nepgoud. Het is onstabiel op de vlakten maar zou stabiel zijn in de hooglanden. Het materiaal zou ook een of ander exotisch materiaal kunnen zijn dan dezelfde resultaten zou leveren bij lagere concentraties.

Verspreid over het gehele oppervlak heeft Venus littekens van verschillende inslagkraters. Kleine kraters (<2 kilometer) zijn vrijwel niet aanwezig door de zware atmosfeer op Venus. Er is wel een uitzondering als een grote meteoriet vlak voor inslag uit elkaar valt en hiermee een cluster aan kraters veroorzaakt. Vulkanen en andere vulkanische verschijnselen zijn in nog grotere aantallen aanwezig. Meer dan 85% van het oppervlak is bedekt met vulkanisch gesteente. Enorme lavastromen, met lengtes van honderden kilometers, hebben de laaglanden vol doen lopen waardoor de grote vlakten zijn ontstaan. Meer dan 100.000 kleine vulkanen, samen met honderden grote vulkanen, domineren het landschap. Stromen afkomstig van Vulkanen hebben lange kronkelige kanalen veroorzaakt die zich uitstrekken over honderden kilometers, met een maximum van bijna 7.000 kilometer.

Computerbewerkte radar-opname van het oppervlak van Venus

Gigantische laagvlakten met een diameter van meer dan 100 kilometer, die ontstaan zijn door de vulkanische activiteit, zijn terug te vinden op Venus. Zulke laagvlakten hier op Aarde zijn hoogstens enkele kilometers breed.

De figuren hiernaast en hieronder geven ieder een andere impressie over hoe het er op Venus uit moet zien. Het is een impressie van een landschap dat gedomineerd wordt door vulkanische activiteit en lavastromen.

Algemeen
Hieronder zijn enkele algemene kenmerken van de planeet Venus uitgezet in een tabel.

Algemene gegevns Venus

Tabel met algemene gegevens over Venus