Venus
Venus is de warmste planeet van ons zonnestelsel en dus ook helemaal niet vruchtbaar. Venus is vernoemd naar de Romeinse godin van de liefde en de schoonheid. Het dikke wolkendek boven Venus is een goede reflector voor licht en dat maakt Venus de helderste planeet van het zonnestelsel. Venus is zelfs zo helder dat de planeet soms ook overdag is waar te nemen. Het is het enige hemellichaam dat behalve de zon en de maan op aarde ook overdag is waar te nemen.
Omdat het dikke wolkendek verhinderde om het oppervlak van Venus te bestuderen, hadden zowel de Verenigde Staten als de Sovjet-Unie de wens om te kijken wat eronder lag. Amerika begon in de jaren 1950 het oppervlak van de planeet, voordat de Mariner 2 er arriveerde, met succes in kaart te brengen door radiogolven vanaf de aarde te projecteren. Dit gaf echter alleen inzicht in een deel van het oppervlak van Venus, omdat steeds maar één kant naar de aarde is gekeerd. Dit kan toeval zijn, maar er wordt ook gespeculeerd dat, net als bij de maan en de aarde, de aarde en Venus elkaar vastzetten (getij) als Venus het dichtst bij de aarde is. Net als bij de maan bleef de achterkant van Venus dus eeuwenlang onbekend.

In 1970 landde de sonde Venera 7 van de Sovjet Unie op Venus, de eerste succesvolle landing van een ruimtevaartuig op de planeet. Venera 7 gaf nog geen half uur gegevens door in de barre omstandigheden: temperaturen van meer dan 470 °C en een atmosferische druk die is geschat op negentig maal die aan het aardoppervlak, wat meer lijkt op de diepe oceaan hier op aarde. Mensen zouden onmiddellijk worden doodgedrukt; hierdoor is een bemande missie naar Venus voorlopig onmogelijk. In plaats daarvan is de nadruk komen te liggen op de andere buur van de aarde, Mars, waar de atmosfeer veel geschikter zou zijn voor een landing.

In oktober 1975 veranderde ons beeld van Venus voor altijd toen de twee sondes Venera 9 en Venera 10 binnen een week van elkaar op Venus landden. Beide maakten, voor het eerst, foto’s van het oppervlak van Venus. De zwart-witte plaatjes lieten restanten zien van lava uit vulkanen, wat erop wees dat Venus de enige binnenplaneet zou kunnen zijn die net als de aarde actief vulkanisme had. Om antwoord op die vraag te geven volgde in de jaren 1980 een serie karteringsmissies, met het Pioneer Venus-programma van NASA en meer Venera-landingen. Het meeste van het oppervlak werd toen ruw in kaart gebracht en er werden twee uitgestrekte gebieden met hooglanden gevonden, Aphrodite Terra en Ishtar Terra. Het hoogste punt op Venus, Maxwell Montes, werd door Pioneer Venus ontdekt in Ishtar Terra. De precieze hoogte is moeilijk te berekenen omdat er geen zeeniveau is, maar vanaf het gemiddelde oppervlak gezien, is het rond 11,5 km hoog en dat is ruim 2 km hoger dan Mount Everest. Maxwell Montes is de enige landschapsvorm op Venus met een mannelijke naam; alle andere hebben vrouwennamen, volgens de astrologische traditie dat Venus een vrouwelijke planeet is. Maxwell Montes werd genoemd naar James Clerk Maxwell, een Schotse natuurkundige uit de negentiende eeuw die als eerste licht identificeerde als een elektromagnetische golf.



Maat Mons, Venus. Computerillustratie met false-color 3D-gezicht op een landschap op Venus, kijkend in de richting van Maat Mons. Deze vulkaan van 5 km hoog is in het midden aan de horizon te zien. Op radar oplichtende lavastromen domineren de omgeving. Op de voorgrond (richting rechtsonder) is een inslagkrater te zien. Dit beeld werd geproduceerd door radarbeelden te combi¬neren met hoogtegegevens van het Magellhean-ruimtevaartuig; de verticale schaal is met een factor 10 overdreven. De kleuren zijn afgeleid van eerdere foto’s. Het uitzichtpunt is 634 km ten noorden van Maat Mons, op een hoogte van 3 km boven het omringende landschap.

Venus wordt momenteel al weer bezocht en er komt later nog een ruimtevaartuig bij. ESA lanceerde in november 2005 de Venus Express; deze kwam in april 2006 bij de planeet aan en draait er nu stationair omheen. De Venus Express meet onder meer oppervlaktetemperaturen en pro¬beert meer informatie te krijgen over de atmosfeer en wol¬ken van Venus. In 2007 heeft Japan de Planet-C gelanceerd om te zoeken naar vulkanische activiteit en bliksem en ook om verder te gaan met het analyseren van de atmosfeer van Venus.

Halverwege de jaren ‘60 werd de `gravity-assist-techniek’ ontwikkeld. Hierdoor kon een ruimtevaartuig gebruik maken van de zwaartekracht van een planeet als het daar dicht genoeg bij in de buurt kwam, en de planeet daarbij als katapult gebruiken om de bestemming veel sneller te kunnen bereiken, met minder brandstof. Dit idee betekende dat Venus de indirecte bestemming van veel ruimtevaartuigen werd, omdat de planeet ze op weg slingerde, diep het zonnestelsel in. In een poging de sondes minder duur en qua tijd efficiënter te maken, hebben ze vaak ook minimissies voor Venus zelf. Venus, als naaste buur van de aarde en voor de hand liggende keus als katapult, betekent een groot voor¬deel voor bovengenoemde techniek. Zo draaide de Cassini-sonde in 1998 en 1999 twee keer om Venus om de nodige snelheid te krijgen voor de reis naar Saturnus, en onderzocht toen het oppervlak van Venus met radiogolven en speurde naar bliksem. De sonde Galileo nam foto’s van Venus toen die de planeet in 1990 gebruikte om Jupiter te kunnen bereiken. Het zijn niet alleen missies naar de buitenplaneten die Venus als versneller gebruiken. De gravity-assist-techniek heeft ervoor gezorgd dat Venus nooit lang zonder bezoek van aarde zit, omdat we proberen meer van onze `zusterplaneet’ te begrijpen.

In 1990 verschafte NASAS nieuwe ruimtevaartuig Magellhean meer duidelijkheid voor de gegevens van de Venera- en Pioneer Venus-missies. Ongeveer 98% van het oppervlak van Venus werd ontsluierd. In totaal werden 167 vulkanen met middellijnen van meer dan 100 km ontdekt en vele duizenden kleinere vulkanen waargenomen.

Venus bleek een gladder oppervlak te hebben dan de aarde, omdat een groot deel daarvan door lavastromen is gemaakt. Antwoord op de vraag of Venus nog steeds geologisch actief is, blijft echter nog achterwege. Gedacht wordt dat het oppervlak van Venus vooral relatief jong basaltisch gesteente bevat, wellicht tussen 200 en 800 miljoen jaar oud, wat wijst op recente vulkanische activiteit. Op aarde is de ouderdom van de gesteenten aan het oppervlak uiteenlopend, terwijl de hele planeet Venus vrij jong lijkt. Hierdoor denken wetenschappers dat de vulkanen niet zoals op aarde door plaattektoniek zijn ontstaan. Daarom kon volgens één theorie gesmolten gesteente niet het oppervlak bereiken en bouwde magma zich in de mantel zodanig op dat een eruptie in grote gebieden van de planeet plaatsvond. Dat zou verklaren waarom we weinig variatie zien in de ouderdom van de gesteenten op Venus en ook dat de kans op afzonderlijke erupties klein is. Het betekent verder dat we met de vraag of Venus geologisch ‘slapend’ is blijven zitten tot er weer een serie uitbarstingen komt.



Op kleur gecodeerde topografische kaart van het oppervlak van Venus, op basis van radargegevens van de Pioneer. De gladde cirkel bovenaan geeft de Noordpool weer, een gebied waarvoor het ruimtevaartuig geen gegevens had. Het meeste van het planeetoppervlak is bedekt met relatief gladde vlakten, in deze afbeelding blauw gekleurd. Twee grote bergachtige gebieden zijn zichtbaar (geel), Ishtar Terra (rechtsboven) en Aphrodite Terra (linksonder). Ishtar Terra, een ‘continent’ ter grootte van Australië, bevat de Maxwell Montes (rood), de hoogste berg op Venus.

Venus bevindt zich dichter bij de zon dan de aarde en er moet dan ook in de buurt van de zon worden gezocht om Venus te kunnen waarnemen. De grootste elongatie (hoek) van Venus is bijna 50 graden en daardoor heeft de planeet minder last van het felle zonlicht dan Mercurius. Hoewel Venus het best in de ochtend- en avondschemering is te zien, is zij veel langer zichtbaar dan Mercurius. Venus blijft ’s avonds langer zichtbaar en komt ’s ochtends vroeger op en dus tegen een donkerdere achtergrond. Dat Venus veel beter zichtbaar is, heeft de planeet de bijnamen Morgenster en Avondster opgeleverd.
Venus is uniek in de zin dat een dag op Venus langer duurt dan een Venusjaar. Venus doet er 243 aarddagen over om eenmaal om de as te draaien, maar de omloopbaan van Venus om de zon duurt 225 dagen. Verder roteert Venus van oost naar west en niet, zoals de andere planeten, andersom. Daardoor komt de zon op Venus in het westen op en gaat in het oosten onder. Het lijkt alsof Venus achteruit draait en de rotatie-as slechts een hoek van 2° maakt. Veel sterrenkundigen denken dat Venus eigenlijk ondersteboven staat, waarbij de Noordpool een hoek van 178° maakt. Dat zou betekenen dat Venus op de normale manier draait, maar ondersteboven. Hoe dan ook, deze vreemde rotatie is waarschijnlijk ooit veroorzaakt door een botsing met een hemellichaam. Het feit dat de planeet slechts een erg zwak magneetveld heeft, kan door de trage rotatie komen.
Ondanks deze eigenaardigheden is Venus verder buitengewoon standaard; de middellijn bij de polen is bijvoorbeeld bijna gelijk aan de doorsnee bij de evenaar wat Venus tot een bijna perfecte bol maakt en tot de meest bolvormige planeet in het zonnestelsel. Venus heeft ook een omloop¬baan die van alle planeten in het zonnestelsel het meest op een cirkel lijkt; de excentriciteit is slechts 0,0070.



Voorstelling van de interne structuur van Venus. In het kadertje rechts zijn de aarde en Venus op schaal afgebeeld: ze zijn ongeveer even groot. In het middelpunt van Venus bevindt zich een grotendeels vaste ijzeren kern (geel), omgeven door een dikke mantel (oranje) met voornamelijk silicaatmineralen. Daar bovenop ligt een erg dunne korst van slechts ongeveer 30 km (vergeleken bij maximale dikte van ongeveer 70 km van de aardkorst). Venus heeft ook een dikke, zure atmosfeer, die de hitte van de zon vasthoudt (op hol geslagen broeikaseffect). Hierdoor is Venus de heetste planeet in het zonnestelsel.

Venus wordt vaak de zusterplaneet van de aarde genoemd, niet alleen omdat de planeten elkaars naaste buren zijn, maar ook omdat ze sterk op elkaar lijken. Ze hebben een vergelijkbare middellijn, oppervlakte, inhoud en massa. Gezien deze gelijkenis en zonder door het wolkendek van Venus te kunnen kijken, dachten waarnemers eeuwenlang dat Venus wellicht nog sterker op de aarde leek en er zich oceanen, bossen en zelfs dierlijk leven bevonden. In 1962 werd deze wensdroom echter weggevaagd toen de eerste sonde, NASA’S Mariner 2, succes had en aantoonde dat de gemiddelde oppervlaktetemperatuur tussen 400 en 500 °C lag. Bij dergelijke temperaturen, waarbij metalen als lood zelfs smelten, kan zeer waarschijnlijk geen dierlijk of plantaardig leven bestaan. Latere sondes brachten de atmosfeer van Venus in kaart, met meer slecht nieuws: meer dan 90% bestond uit kooldioxide. Dat cijfer is inmiddels bijgesteld naar 96%.
De hoge temperaturen van Venus zijn niet te verklaren door de nabijheid van de zon, want de hoogste gemeten temperaturen op Mercurius liggen bijna 100 graden onder de gemiddelde temperatuur op Venus. De verklaring is dat Venus als een broeikas wordt opgewarmd. Alle planeten met een atmosfeer hebben een natuurlijk broeikaseffect. Energie van de zon kan door de gassen in de atmosfeer dringen omdat zonne-energie erg korte golflengten heeft. Golven die het oppervlak bereiken worden geabsorbeerd of gereflecteerd. De gereflecteerde straling ligt in het infrarood, met een veel langere golflengte, waardoor deze stralen lang niet zo gemakkelijk kunnen ontsnappen als ze binnenkwamen. Hoewel sommige infraroodstralen de ruimte weten te bereiken, worden de meeste door gassen in de atmosfeer geabsorbeerd. Ze reflecteren het infrarood weer naar het oppervlak, en zo wordt de planeet opgewarmd. Het komt puur door de grote hoeveelheid koolstofdioxide in de atmosfeer van Venus en niet door het dikke wolkendek, dat de warmte gevangen blijft. Dat leidt tot een broeikaseffect dat sterker is dan op welke andere planeet ook in het zonnestelsel Het wolkendek houdt Venus zelfs iets koeler, omdat het een deel van de zonnestraling tegenhoudt voor die het oppervlak kan bereiken. De energie die door het koolstofdioxide naar het oppervlak van de planeet wordt teruggekaatst, heeft tot gevolg dat Venus de hoogste oppervlaktetemperaturen in het zonnestelsel heeft.
Met zulke hoge oppervlaktetemperaturen ontstaan de wolken, die het oppervlak van Venus aan het zicht onttrekken, veel hoger in de atmosfeer dan wolken op aarde. De meeste wolken op Venus vormen zich in een gordel tussen 45 km en 65 km boven het oppervlak, terwijl wolken op aarde zelden hoger dan 10 km komen. De wolken bevatten veel zwavelverbindingen die in grote vaart tot 300 km/uur rond de planeet worden geblazen. Die snelle winden komen alleen boven in het wolkendek voor; bij het oppervlak hebben de winden vrij bescheiden snelheden van enkele kilometers per uur. Venus heeft ook regens, maar in tegenstelling tot de op water gebaseerde regen op aarde, bestaat regen op Venus uit zwavelzuur. Dat zou inbijten op het oppervlak, maar waarschijnlijk verdampt het door de intense hitte lang voor de regen dat kan bereiken.
De omloopbaan van Venus wordt al lang bekeken en bestudeerd. In een oude Babylonische bibliotheek is een verslag van 21 jaar waarnemingen over Venus gevonden dat terug gaat tot 1600 v.C. De Maya’s aanbaden hun “Grote Ster” en hielden de beweging van Venus een hele synodische periode (de tijd die een planeet erover doet om weer op hetzelfde punt aan de hemel te komen) bij.
De omloopbanen van beide binnenste planeten, Mercurius en Venus, gaan vanaf de aarde gezien voor de zon langs en laten fasen zien. In 1610 merkte Galileo Galilei deze fasen voor het eerst op en ze leken Copernicus gelijk te geven: de zon en niet de aarde stond in het midden van het zonnestelsel. Het viel Galileo op dat als Venus een kleinere sikkel was, de planeet veel groter leek dan als hij vol was. Dit komt doordat de zon Venus “overschijnt” als Venus tussen de zon en de aarde in staat. Als Venus aan de andere kant van de zon staat, is de planeet wel volledig te zien maar staat ze verder weg dus is ze kleiner.

Als Venus tussen de aarde en de zon staat, trekt de planeet gewoonlijk onder of boven de zon langs. Heel af en toe, als de vlakken van de omloopsbanen van de aarde en Venus elkaar snijden, kan de overgang van venus voorbij de zon worden waargenomen. De laatste Venus overgang was op woensdag 6 juni 2012 en de volgende vindt pas weer in December 2117 plaats. Ze treden ook steeds in paren op met tussenposen van 8 jaar en die paren hebben weer een tussenpose van meer dan 100 jaar. Dit is hetzelfde als wat gebeurd tijdens een zonsverduistering door de maan, maar Venus staat veel verder weg dan de maan en het effect is dus veel minder opzienbarend. In plaats van een zonsverduistering kan het silhouet van Venus tegen de zon worden waargenomen. Als je naar een venus overgang kijkt moet je altijd je ogen afschermen anders kan je blind worden.



Een Venus overgang.


Hier is een filmpje over de toekomst van Venus, zoals NASA zich die voorstelt. (2,5 min. engels)

Wilt u ons contacteren dan kan dat