Oberfläche der Venus
Venus hat eine lange und erfolgreiche Geschichte der Untersuchungen. Bodengestützte Beobachtungen und Untersuchungen von Raumsonden wurden durchgeführt. Mehr als 20 Missionen, einschließlich Vorbeiflügen, Orbiter, Abstiegsonden in der Atmosphäre, Luftballone, und Landesonden haben Venus untersucht. Viele Fragen über die Venusoberfläche und ihre Geologie bleiben jedoch offen. Obwohl die Venus der Erde bezüglich ihrer Größe, ihrer Masse und ihrer Zusammensetzung sehr ähnlich ist, unterscheideen sich beide Planeten stark in ihren Atmosphären und in ihrem Inneren.
Venus befindet sich näher an der Sonne (0,76 astronomische Einheiten), sie erhält aber 1,4-mal weniger Energie als die Erde, weil sie vollständig von Wolken mit hohem Reflexionsvermögen bedeckt ist. Dennoch nimmt die Temperatur in ihrer Atmosphäre schnell mit der Tiefe zu, erreicht etwa Oberflächentemperatur von fast 500°C bei einem Druck um 93 bar. Die Atmosphäre besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid und hat eine Dichte von ca. 0,1 g/cm3 in der Nähe der Oberfläche. Sie erzeugt einen starken Treibhauseffekt, der für die hohe Oberflächentemperaturen verantwortlich ist. Diese Bedingungen führen zu einer ganz anderer Geologie als auf der Erde. Tatsächlich zeigt die trockene und starre Kruste der Venus keine Anzeichen von Plattentektonik, jedoch eine reiche Vielfalt an vulkanischen Strukturen.
Die Plattentektonik auf der Erde ist für die Freisetzung von Wärme aus dem Inneren des Planeten verantwortlich. Auf der Venus gibt es jedoch keinen solchen Mechanismus, und innere Wärme kann nur durch Vulkanausbrüche und andere katastrophale Ereignisse, von denen die meisten von der Kruste zerstört werden, freigegeben werden. Anzeichen eines solchen Ereignisses sehen wir in Form der jungen Venusoberfläche, die nur etwa 0,5 Milliarden Jahre alt ist, im Gegensatz zu der drei oder an manchen Stellen sogar mehr als vier Milliarden Jahre alten kontinentalen Erdkruste. Seit Beginn der Erforschung der Venus wurde jedoch keine vulkanische Aktivität beobachtet.
Wasser, das universelle Lösungsmittel, beteiligt sich an fast allen Prozessen auf der Erdoberfläche, was zu einer großen mineralogischen Vielfalt und Entwicklung führt. Die trockene, extrem heiße Oberfläche der Venus ist von primitiven basaltischen Laven dominiert. Aber war es immer so auf der Venus oder hatte sie in der Vergangenheit flüssiges Wasser?
Unsere Kenntnisse über die Venus legen nahe, dass sich Venus und Erde bei ihrer Entstehung recht ähnlich waren, dass aber verschiedene Evolutionsprozesse zu extremen Unterschieden zwischen diesen beiden Schwesteplaneten geführt haben. Warum und auf welche Weise kamen diese drastischen Unterschiede zwischen Erde und Venus zustande? Um diesen Fragen nachzugehen untersuchen wir die Venus mit Weltraummissionen.
Fernerkundung ist die einzige Möglichkeit, die Venusoberfläche in absehbarer Zeit großflächig zu studieren. Dies ist eine komplizierte Aufgabe weil die Venus in eine dichte Atmosphäre und in Wolken gehüllt ist. Die von der Oberfläche ausgehende Strahlung wird fast komplett von der dichten Atmosphäre absorbiert. Nur im Radio - und im Mikrowellenbereich ist die Atmosphäre völlig transparent. Zudem gibt es ein paar enge transparente "Fenster" im nahen Infrarot. Diese "Fenster" sind eine einzigartige Möglichkeit, die Venusoberfläche zu untersuchen: Die Oberfläche ist mit einer Temperatur von fast 500°C heiß genug um einen erheblichen Wärmefluss im nahen Infrarot zu erzeugen. Diese Strahlung kann in den Weltraum gelangen auf der der Sonne zugewandten Seite des Planeten gemessen werden.
VEX Mission und VMC
Die Mission Venus Express (VEX ) Mission untersuchte die Atmosphären- und Plasmaumgebung des Planeten und sowie einige Aspekte der Oberflächenphysik. Die Sonde hatte sieben wissenschaftliche Instrumente an Bord. Venus Express führte die Erforschung der Venus fort, die in den 1970er Jahren mit einer Reihe von Venera- und Pioneer-Sonden begann und 1990 mit der Magellan-Mission fortgesetzt wurde.
Venus Express startete am 9. November 2005 und erreichte am 11. April 2006 die Umlaufbahn um Venus. Seitdem befindet sich die Sonde auf einer polaren, stark elliptischen Umlaufbahn (Höhe in Perizentrum - einige Hundert Kilometer, Höhe im Apocentrum - etwa 66000 km) mit einer Umlaufzeit von 24 Stunden.
Zwei Instrumente an Bord sind in der Lage, im nahen Infrarot-Bereich zu messen: Das Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer (VIRTIS) and die Venus Monitoring Camera (VMC). Gemeinsam lieferten sie die erste systematische thermische Kartierung der Venusoberfläche.
Die Kamera VMC wurde am MPS entwickelt, um Bilder der Planetenatmosphäre und Beobachtungen der Oberfläche im Planetenschatten durchzuführen. Sie nimmt Bilder in vier spektralen Kanälen auf, einer von ihnen (IR2) ist bei 1,01 Mikrometern im Bereich des transparenten Fensters der Atmosphäre zentriert. Wenn die Sonde im Planetenschatten ist (was in der Nähe des Perizentrums der Fall ist), kann VMC die Nachtseite des Planeten beobachten. Dies ermöglicht eine Kartierung der thermischen Emission von der Oberfläche. Diese Beobachtungen sind jedoch auf ≈ ± 40° Grad Breite begrenzt, wobei die Raumsonde im Schatten des Planeten bleibt. Die Beobachtungen der Oberfläche können daher nur für kurze Zeit (nicht mehr als 1 Stunde) vor oder nach dem Perizentrum der Bahn erfolgen, was einer Entfernung von bis zu 8500 km entspricht. Die räumliche Auflösung der Bilder beträgt 1 bis 6 km/px. Weil die Oberflächenstrahlung auf ihrem Weg zur Kamera die dichte Atmosphäre und Streuwolkenschicht durchläuft, beträgt die tatsächliche räumliche Auflösung auf der Oberfläche jedoch nur etwa 50 km/px.
