Venus

Venus in cijfers

Gemiddelde afstand tot de zon 108 200 000 km
Omloopstijd om de zon 224,701 dagen
Duur van asomwenteling 243,0187 dagen (retrograad)
Equatoriale diameter 12 104 km
Massa 4,869 × 1024 kg

 

Afbeeldingen: de planeet Venus: links het wolkendek zoals waargenomen door Mariner 10,
rechts het reliëf van het oppervlak zoals het door de radar van Magellan werd opgemeten. [Foto's: JPL]

 

Venus is de tweede planeet vanaf de zon gezien, en werd vroeger vaak als de "zusterplaneet" van de aarde beschouwd. Wetenschappers namen tot ver in de twintigste eeuw aan dat het klimaat op Venus zeer vruchtbaar zou zijn: door hun telescopen zagen ze enkel een enorm dik wolkendek, dus zou er wel water zijn. Bovendien staat Venus dichter bij de zon en is het er dus behaaglijk warm, redeneerden de astronomen.

Bij de aankomst van de eerste ruimtetuigen bij de planeet in de jaren ’60 van vorige eeuw zou blijken dat die veronderstellingen helemaal verkeerd waren.

Waarschijnlijk heeft u Venus al gezien, misschien zonder het te beseffen. De planeet is regelmatig als zeer helder puntje ’s ochtends (in het oosten) of ’s avonds (in het westen) te zien.

Baan en rotatie

Venus draait in westelijke richting om haar as, in tegenstelling tot de andere planeten, die in oostelijke richting draaien. De zon komt er dus op in het westen! Bovendien roteert Venus maar heel traag: ze doet er 243 aardse dagen over om één keer om haar as te draaien. Omdat de planeet tegelijkertijd ook om de zon draait, duurt een "dag" (de periode tussen twee zonsopkomsten) toch maar 117 aardse dagen.

Atmosfeer en klimaat

Venus was de eerste planeet die bezoek kreeg van interplanetaire ruimtetuigen: de Russische Venerasondes. Die ontdekten dat Venus helemaal niet op de aarde lijkt. De planeet heeft geen water, de atmosfeer bestaat voornamelijk uit CO2, het regent er zwavelzuur, de luchtdruk is 90 maal hoger dan op aarde en de gemiddelde temperatuur bedraagt 462 °C. Die extreme omstandigheden zijn niet alleen te verklaren doordat Venus dichter bij de zon staat: de planeet is het slachtoffer van een bijzonder sterk broeikaseffect, waardoor de temperatuur er drie maal hoger ligt dan normaal.

Het broeikaseffect van Venus wordt veroorzaakt door de grote hoeveelheidkoolzuurgas (CO2) in de atmosfeer: 96 % van de dampkring bestaat uit koolzuurgas. Dat koolzuurgas vormt dichte wolken die de warmte vasthouden: warmte die van het oppervlak van de planeet opstijgt onder de vorm van infrarode straling wordt door deze wolken teruggekaatst naar het oppervlak.

De wolken van Venus roteren veel sneller dan de planeet zelf: terwijl Venus in 243 dagen om haar as draait, draaien de wolkentoppen in vier dagen rond de planeet. Dit verschil veroorzaakt een enorme windsnelheid tot 300 km/u. Aan het oppervlak is de windsnelheid veel lager (enkele km/u), maar door de hoge dichtheid van de atmosfeer aan het oppervlak oefent de wind een grote kracht uit waardoor wandelen moeilijk zou zijn.

Oppervlak

Het zeer dichte wolkendek van Venus heeft wetenschappers lang belet iets van het oppervlak van de planeet te zien. Sinds de jaren '60 werden pogingen ondernomen om met radars vanop aarde door de wolken te kijken.

Dit leverde echter weinig resultaten op. De Russische Venera's 15 en 16, die hetzelfde probeerden uit een baan rond Venus, gaven al een betere resolutie, maar het was vooral de Amerikaanse Magellansonde, die tussen 1992 en 1994 rond de planeet draaide, die ons een zeer gedetailleerd beeld van het oppervlak gaf. Er zijn twee hoger gelegen regio’s ter grootte van een continent, genaamd Ishtar Terra en Aphrodite Terra. Er is geen bewijs gevonden voor platentektoniek zoals op aarde.

De Russische Veneralanders stuurden foto's door van op het oppervlak van Venus. Daarop was te zien dat dat oppervlak bestaat uit platte, basaltachtige steen vergelijkbaar met de basalt die aardse vulkanen soms produceren.

Oude radarbeelden hadden een groot aantal kraters getoond, zodat men ervan uit ging dat het oppervlak van Venus redelijk oud was. De Magellanbeelden toonden echter dat het vooral vulkanische kraters zijn die het oppervlak domineren. Inslagkraters van meteoren werden er nauwelijks gevonden. Dat betekent dat het oppervlak van Venus juist heel erg jong is: maximaal 500 miljoen jaar. Magellan ontdekte zelfs een aantal plaatsen waar het oppervlak veranderde over de periode van 2 jaar waarin de sonde foto's nam. Venus is dus nog steeds geologisch actief!

Afbeelding: Een hoogtekaart van Venus. opgemeten door Magellan. [Foto: JPL]

Afbeelding: Het oppervlak van Venus, zoals door Venera 14 opgemeten.
Het zonlicht is door de dichte atmosfeer oranje, waardoor alles oranje kleurt (boven).
De echte kleur van de Venusbodem is een stuk grauwer (onder). [Foto's: RKA Energia] 

Ontstaan en evolutie

Doordat het oppervlak van Venus zo jong is, weten we niets over het ontstaan en de vroege geschiedenis van de planeet. Wellicht is die te vergelijken met de vroege geschiedenis van de andere aardachtige planeten: in de nabijheid van de zon ontstaan steenachtige planetesimalen, die samenklonteren tot protoplaneten en planeten. De tegengestelde rotatie van Venus doet vermoeden dat de planeet ooit een erg zware inslag te verwerken kreeg, zoals ook bij Mercurius en de aarde meermaals gebeurde. Elk geologisch bewijs daarvan is echter uitgewist door het vulkanisme.

Samenstelling

Net zoals de aarde heeft Venus een ijzeren kern met daarrond een vloeibare stenen mantel. Het magma in die mantel kan op sommige plaatsen door de korst breken en veroorzaakt verschillende types van vulkanische activiteit.

Venus vertoont geen sporen van platentektoniek. Venus heeft geen magnetisch veld, waarschijnlijk omdat haar trage asrotatie geen dynamo-effect toelaat. Door de hoge temperaturen is ook elke aanwijzing over een eventueel vroeger magnetisch veld verdwenen.

Exploratie

Net als Mars werd Venus lange tijd beschouwd als een zusterplaneet van de aarde. In het begin van het ruimtevaarttijdperk werden er dan ook talloze missies naar de gesluierde planeet gestuurd, in de hoop meer te ontdekken van haar raadselachtige oppervlak.

De eerste sonde die erin slaagde de planeet te bereiken was de Amerikaanse Mariner 2, in 1962. De eerdere sonde Mariner 1 was immers kort na de lancering verloren gegaan. Mariner 2 ontdekte de retrograde beweging van Venus, onderzocht de atmosfeer en het klimaat en vond geen magnetisch veld.

Vijf jaar later voerde de sonde Mariner 5 een flyby bij Venus uit. Mariner 5 was een backupsonde voor de Mariner 4, die naar Mars was gestuurd. De Mariner 5 onderzocht vooral de effecten van het ontbreken van een magnetisch veld rondom Venus. Een derde Mariner die de planeet Venus bezocht, was de Mariner 10 die op weg was naar Mercurius. Deze sonde leverde echter nauwelijks nieuwe informatie over Venus op.

Intussen had ook de USSR sinds 1961 geprobeerd Venus te bereiken. Pas in 1967 slaagde de Venera 4 erin de planeet te bereiken. Venera 4 dook de atmosfeer in en nam rechtstreekse metingen van de temperatuur, druk en windsnelheden. Ook de opeenvolgende Veneras 5 en 6 daalden af in de Venusatmosfeer. De logische volgende stap was de Venera 7 die als eerste een geslaagde landing op Venus uitvoerde. Gedurende 23 minuten zond de landingscapsule metingen vanop het planeetoppervlak door. Venera 8 hield het 50 minuten uit, en in 1975 werd Venera 9 de eerste sonde die ons foto's van het Venusoppervlak terugstuurde. Venera 10 deed precies hetzelfde. De USSR lanceerde nog tot 1983 sondes naar Venus. De Venera 13 stuurde kleurenbeelden van het oppervlak door. Venera 15 en 16 waren uitgerust van sterke radars die het oppervlak van de planeet ruwweg in kaart brachten.

Het vervolg op de Venera-sondes waren de Vega 1 en 2 die in 1985 voorbij Venus vlogen op hun weg naar de komeet Halley. Tijdens hun passage voorbij Venus lieten ze twee afdalingssondes neer die uitgebreide metingen van de atmosfeer deden en na hun landing een bodemmonster onderzochten.

Intussen had ook NASA in 1978 een nieuwe Venusmissie gelanceerd, de Pioneer Venus. Deze sonde bestond uit een orbiter, die de atmosfeer, magnetosfeer en het oppervlak van de planeet onderzocht, en vier afdalingsmodules die gedetailleerde metingen van de Venuswolken deden terwijl ze aan een parachute doorheen de atmosfeer vlogen.

De Pioneer Venus orbiter werd in 1991 opnieuw geactiveerd om de zuidpool van de planeet te onderzoeken, waarna de sonde in 1992 in de atmosfeer van Venus opbrandde.

De Magellan ruimtesonde kwam in 1990 aan en had tot doel het oppervlak van de planeet zeer gedetailleerd in kaart te brengen. Daarvoor had de sonde een zeer sterke radar aan boord, die door de wolken heen kon kijken. In 1994 ging het contact met Magellan verloren, maar intussen had de sonde ons een heel nieuwe, dynamische planeet leren kennen met actief vulkanisme en een zeer jong oppervlak.

Op 9 november 2005 lanceerde ESA Venus Express, die tussen 11 april 2006 en 28 november 2014 in een polaire baan rond Venus draaide. Venus Express deed onderzoek naar de structuur, chemische samenstelling en dynamiek van de atmosfeer over een periode van ruim acht jaar. Dit was nog nooit eerder gedaan en leerde wetenschappers veel over de dynamiek van de Venus-atmosfeer en droeg bij tot ons begrip over klimaatverandering op aarde. Eén van de instrumenten aan boord, SPICAV (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Venus), is gedeeltelijk ontwikkeld in België door het Koninklijk Belgisch Instituut voor Ruimte-Aeronomie (BIRA-IASB). Door de zon te bekijken door de Venus-atmosfeer op langere infrarood golflengten, leerden wetenschappers bij over de chemie van de hogere atmosfeer van onze zusterplaneet. Eind 2014 raakte de brandstof op waardoor de satelliet onbestuurbaar werd.

 [Foto: ESA]

 

 

Is er iets onduidelijk? Heb je een fout gevonden? Mail ons!