Sie wird auch „Schwesterplanet“ genannt, wegen ihrer ähnlichkeit zur Erde.
Anders als Merkur bewegt sie sich jedoch auf einer ziemlich kreisförmigen Bahn zwischen 107.5 und 108,9 Millionen km oder 0,72 AE Sonnenabstand und benötigt für einen Umlauf knapp 225 Tage. Während einer unteren Konjunktion, wenn Venus die Erde gleichsam auf der Innenbahn überholt, kann sie bis auf weniger als 40 Millionen km an unseren Planeten herankommen, näher als jedes andere „grosse“ Mitglied der Sonnenfamilie.
Sichtbarkeiten
Wann immer die Venus am Himmel steht, ist sie nach Sonne und Mond das hellste natürliche Objekt; ihre Helligkeit ist mitunter sogar gross genug, dass die Venus selbst am Taghimmel mit blossem Auge, also ohne optische Hilfsmittel, erkannt werden kann.
Zwar ist auch die Venus in ihrer Bewegung am Himmel an die Position der Sonne „gefesselt“, doch kann sie aufgrund des grösseren Sonnenabstandes viel weiter von ihr abrücken als Merkur: Zu Zeiten einer grössten Elongation steht Venus dann mehr als 45Grad östlich oder westlich der Sonne.
Dennoch fallen nicht alle grössten Elongationen gleich günstig aus. Wie schon beim Merkur spielen zum einen die Jahreszeiten eine wichtige Rolle – eine grösste östliche Elongation mit Abendsichtbarkeit im Frühjahr ist besser als im Herbst, eine grösste westliche Elongation mit Morgensichtbarkeit im Herbstentsprechend günstiger als im Frühjahr. Von Bedeutung ist zum anderen aber auch die Bahnneigung der Venus relativ zur Ekliptik. Sie fällt zwar mit knapp 3,5Grad nur etwa halb so gross aus wie bei Merkur, kann sich aber durch die andere Perspektive weitaus stärker auswirken: Weil die Venus viel näher an die Erde heranrückt als Merkur, kann ihr Abstand zur Ekliptik bis auf fast 9Grad anwachsen (gegenüber nicht einmal 4Grad bei Merkur); zu solchen Zeiten, die naturgemäss mit einer unteren Konjunktion zusammenfallen müssen (nur dann schrumpft der Abstand Venus-Erde auf ein Minimum), kann man den inneren Nachbarplaneten der Erde sowohl vor Sonnenaufgang als auch nach Sonnenuntergang finden – obwohl er eigentlich mit der Sonne am Taghimmel steht.
Dabei ist die Venusbahn relativ zur Erdbahn so ausgerichtet, dass sich die beiden Faktoren für Beobachter auf der Nordhalbkugel gegenseitig verstärken: Wenn die Venus in den ersten Apriltagen in eine grösste östliche Elongation gerät und dann am Abendhimmel strahlt, steht sie so weit nördlicher als die Sonne (rund 17 Grad), dass sie erst mehr als 4,5 Stunden nach ihr untergeht.
Schon früh war den Himmelsbeobachtern aufgefallen, dass die Umlaufzeiten von Venus und Erde in einem bemerkenswerten ganzzahligen Verhältnis zueinander stehen: Innerhalb von acht Erdenjahren vollendet Venus 13 Sonnenumläufe, so dass beide Planeten danach wieder sehr ähnliche Positionen zueinander ein nehmen (während dieser Zeit durchläuft die, Venus fünf synodische Zyklen von einer unteren Konjunktion über die grösste westliche Elongation, die obere Konjunktion und die grösste östliche Elongation bis zur nächsten unteren Konjunktion; der Begriff synodischen Periode leitet sich von dem griechischen Wort für Zusammenkunft ab. Dadurch wiederholen sich die Bahnen der Venus vor den Sternbildern der Ekliptik nach jeweils acht Jahren fast unverändert, verschieben sich die entsprechenden Termine nur ganz allmählich immer weilt nach vorne.
Eine heisse Hölle
Aufgrund ihrer Grösse – Venus ist mit einen Durchmesser von 12104 km nur wenig kleiner als die Erde – galt unser innerer Nachbarplanet lange Zeit hindurch als etwas kleinere (ZwiIlings-) Schwester der Erde. Allerdings stützt sich diese Bezeichnung lediglich auf Spekulationen, denn eine dichte, undurchsichtige Wolkendecke versperrt den Blick auf die Planeten- oberfläche, so dass die Astronomen bis 1965 nicht einmal die Rotationsdaür der Venus kannten – vom Aussehen der Venuslandschaften ganz zu schweigen. Erst mit Hilfe von Radarmessungen konnte schliesslich die Rotationsbewegung der Venus gemessen werden: Venus braucht für eine Umdrehung länger als für einen Umlauf um die Sonne, sie dreht sich innerhalb von 243 Tagen einmal um ihre Achse,und zwar im Uhrzeigersinn, also entgegengesetzt zum allgemeinen Drehsinn im Sonnensystem. Die Überlagerung von Rotation und Umlaufbewegung führt schliesslich zu einem Sonnentag von 116 (irdischen) Tagen.
Spätere Raumsonden lieferten auch Bilder, auf denen – zumindest im Ultraviolettbereich – Strukturen innerhalb der Venuswolken zu erkennen waren; interessanterweise kehrten sie nach nur vier Tagen wieder, so dass in der oberen Venusatmosphäre (die Wolkenobergrenze liegt bei rund 70 km) Windgeschwindigkeiten von etwa 400 km/h herrschen müssen. Wie sich in der Folge herausstellte, bestehen die Venuswolken aus Tröpfchen 75 prozentiger Schwefelsäure.
Der innere Aufbau der Venus dürfe nicht wesentlich von dem unserer Erde unterscheiden; dafür spricht jedenfalls die bei vergleichbarer Grösse ähnliche mittlere Dichte von 5,25 Tonnen pro Kubikmeter. Vermutlich hat die Venus eine rund hundert oder mehr Kilometer dicke Kruste, die tektonische Bewegungen wie innerhalb der Erdkruste nahezu unmöglich macht. Darunter erwarten die Forscher einen Mantel aus schwererem Gestein, in eine Tiefe von etwa 3000 km reicht und einen Eisenkern umgibt. Dass die Venussonden bislang kein Magnetfeld bei unserem inneren Nachbarplaneten nachweisen konnten, liegt möglicherweise an der extrem langsamen Rotation der Venus, die im Kernbereich kaum zu „turbulenten“ Strömungen führen dürfte.
Trotz der auffallend dichten Venusatmosphäre (der Luftdruck am Venusboden ist etwa 90mal so hoch wie der irdische Luftdruck auf Meeresniveau) ist auch die Venusoberfläche nicht gegen den Aufprall „kosmischer Bomben“ geschützt: Mehr als tausend Einschlagkrater konnten auf den Radarkarten des amerikanischen Venussatelliten Magellan gezählt werden.
Wer die Venus im Fernrohr betrachtet, sieht von all dem leider gar nichts: Einzig die – im Bereich des sichtbaren Lichtes zumeist strukturlose – gleissend helle oberste Wolkenschicht prägt das Aussehen des „Abend-“ oder Morgensterns“. Wegen des grösseren Planetendurchmessers und des teilweise geringeren Erdabstandes lässt sich der Wechsel der Lichtphasen bei der Venus allerdings wesentlich besser verfolgen als bei Merkur. Besonders reizvoll sind jene unteren Konjunktionen, bei denen die Venus weit nördlich oder südlich der Sonne vorbeizieht und dann im Fernrohr als extrem schmale Sichel von etwa 1′ Durchmesser erscheint: Innerhalb weniger Stunden schwingt dann die Sichel von einer Seite der Venus auf die andere. Anschliessend nimmt der Beleuchtungsgrad rasch zu, der scheinbare Durchmesser dagegen ab, und nach etwa fünf Wochen wird die Zeit des grössten Glanzes erreicht: Venus erscheint dann bei einem Durchmesser von rund 40″ zu gut einem Viertel beleuchtet und entwickelt dann die grösste Helligkeit. Bis zur grössten westlichen Elongation am Morgenhimmel vergehen weitere fünf Wochen, und dann schliesst sich eine mehrmonatige Phase an, in der die Venus langsam wieder näher an die Sonne heranrückt und dabei immer „voller“ und kleiner wird.
Rund achteinhalb Monate nach der unteren Konjunktion wandert sie dann jenseits der Sonne (auf der „Gegengeraden“) durch die obere Konjunktion und bleibt während dieser Zeit – zumindest vorübergehend – unauffindbar: Selbst im günstigsten Fall, wenn Venus gerade im nördlichsten oder südlichsten Teil ihrer Bahn steht, schrumpft der Abstand zur Sonne auf weniger als 1,5′, und das beeinträchtigt die Beobachtungsmöglichkeiten doch sehr stark. Danach gewinnt die Venus nur langsam einen „Vorsprung“ auf der Ekliptik, der ihr einen zunehmend späteren Untergang relativ zur Sonne verschafft, und so taucht sie meist erst anderthalb bis zwei Monate nach der oberen Konjunktion am Abendhimmel tief über dem Horizont auf; bis sie zu einem auffälligen Himmelsobjekt in der Dämmerung wird, können weitere Wochen vergehen. Während dieser Zeit wird die anfangs noch recht kleine und runde Venus immer grösser und schlanker, bis sie rund fünf Monate nach der oberen Konjunktion ihre grösste östliche Elongation erreicht und dann wieder als „Halbvenus“ zu erkennen ist. Dabei fallen Halbvenus oder Dichotomie und grösste Elongation übrigens nicht auf den Tag genau zusammen, vielmehr erscheint die Venus schon ein paar Tage früher nur noch zur Hälfte beleuchtet; dieser „Schröter-Effekt“ (so benannt nach dem Bremer Amateurastronomen Johann Hieronymus Sehröter, der im späten 18. Jahrhundert als erster auf diese Abweichung hinwies) wird mit der Lichtbrechung innerhalb der Venusatmosphäre Verbindung gebracht. Rund fünf Wochen nach der grössten Elongation leuchtet die Venus wieder im grössten Glanz, um sich dann aber ziemlich bald darauf vom Abendhimmel zurück; ziehen und der nächsten unteren Konjunktion entgegenzueilen.
Auch die Venus zieht bei einer solchen unteren Konjunktion hin und wieder genau zwischen Sonne und Erde hindurch und kann dann bei entsprechenden Schutzvorkehrungen gegen das grelle Sonnenlicht – als ein kleiner, dunkler Fleck von immerhin 1′ Durchmesser vor Sonnenscheibe beobachtet werden.
Währe aber im Schnitt rund ein Dutzend Merkur- durchgänge pro Jahrhundert eintreten, gibt es nur 16 Venusdurchgänge innerhalb von knapp tausend Jahren; die beiden letzten waren 1874 und 1882 zu beobachten, die beiden nächsten werden am 8. Juni 2004 sowie am 6. Juni 2012 und am 8. Juni 2018 stattfinden.
Venus in Zahlen
