Wikisage is op 1 na de grootste internet-encyclopedie in het Nederlands. Iedereen kan de hier verzamelde kennis gratis gebruiken, zonder storende advertenties. De Koninklijke Bibliotheek van Nederland heeft Wikisage in 2018 aangemerkt als digitaal erfgoed.
- Wilt u meehelpen om Wikisage te laten groeien? Maak dan een account aan. U bent van harte welkom. Zie: Portaal:Gebruikers.
- Bent u blij met Wikisage, of wilt u juist meer? Dan stellen we een bescheiden donatie om de kosten te bestrijden zeer op prijs. Zie: Portaal:Donaties.
Venus (planeet)
| Eigenschappen | |
|---|---|
| Aantal manen | 0 |
| Diameter | 12104 km |
| Massa | 4,856×1024kg |
| Valversnelling | 8,87 m/s2 |
| Rotatietijd (dag, retrograad) | 243 dagen |
| Omlooptijd zon (jaar) | 225 dagen |
| Afstand tot de zon | 108,21×106 km |
| Atmosfeer | zeer dicht, voornamelijk CO2 |
| Temperatuur (gem) | 737 K (464°C) |
| Kleur | Wit (dik wolkendek, daaronder geel/oranje) |
| Kern | IJzer/nikkel |
Venus is vanaf de zon gezien de tweede planeet van ons zonnestelsel. De planeet is genoemd naar Venus, de Romeinse godin van de liefde. Vanaf Aarde gezien is Venus na de zon en de maan na het helderste object aan de hemel, vanwege die grote helderheid wordt Venus wel de avondster of morgenster genoemd.
Venus is een terrestrische planeet en ze heeft ongeveer dezelfde grootte, massa en samenstelling als de Aarde. Venus heeft de dichtste atmosfeer van alle lichamen in het zonnestelsel. Die atmosfeer bestaat voornamelijk uit kooldioxide. Een dikke laag wolken van zwavelzuur omringt de planeet, zodat het oppervlak vanuit de ruimte niet te zien is. De dikke atmosfeer vormt een sterk isolerende laag die voor een extreem sterk broeikaseffect zorgt. Vanwege de hoge temperatuur aan het oppervlak is er op Venus geen vloeibaar water mogelijk; als dit ooit aanwezig geweest is, is het verdampt en daarna aan de zwaartekracht van de planeet ontsnapt. Venus is een vulkanisch actieve planeet, maar in tegenstelling tot de Aarde komt er geen platentektoniek voor.
Astronomische eigenschappen
Baan en rotatie
Venus voltooit elke 224,65 dagen een omloop om de zon. De excentriciteit van de baan is zeer gering, slechts 0,007, zodat de baan vrijwel een cirkel is. De gemiddelde afstand tot de zon is 108 miljoen km. Venus is de planeet die het dichtst bij de Aarde kan komen, in benedenconjunctie (de positie in haar baan precies tussen de Aarde en de zon in) bedraagt haar afstand tot de Aarde ongeveer 41 miljoen km. Venus bereikt die positie elke 584 aarddagen.[1]
Venus draait in 243 aardse dagen om haar as. Van alle planeten in het zonnestelsel is dit de traagste rotatie. Een siderische dag op Venus is zelfs langer dan een Venusjaar, maar vanwege de beweging van de planeet om de zon duurt een dag op het oppervlak (een synodische dag, de periode tussen twee zonsopkomsten) aanzienlijk korter: 116,75 aardse dagen. Daarmee duurt de synodische dag op Venus korter dan die op Mercurius.
Vanuit het noorden gezien, draait Venus in tegenstelling tot de andere planeten met de klok mee (retrograad) om haar as. De zon komt daardoor op Venus in het westen op. Hoe Venus aan haar langzame, retrograde rotatie is gekomen, bleef lang een raadsel. Bij vorming uit de zonnenevel moet Venus een snellere prograde rotatie hebben gehad. Uit berekeningen blijkt dat getijdekrachten op de zware Venusatmosfeer gedurende miljarden jaren de oorspronkelijke rotatie kunnen hebben afgeremd en omgekeerd.[2][3] Een andere hypothese is dat een grote meteorietinslag voor de retrograde rotatie heeft gezorgd.
De periode tussen twee benedenconjuncties met de Aarde komt bijna overeen met vijf synodische Venusdagen, het kan zijn dat Venus door onderlinge gravitatie een gebonden rotatie met de Aarde heeft.
Venus heeft geen manen hoewel Cassini in 1672 anders vond. Het duurde tot 1887 eer het bestaan van de maan Neith kon weerlegd worden. Venus heeft wel een quasisatelliet, de planetoïde 2002 VE68. Volgens sommige modellen van de vorming van het zonnestelsel had Venus waarschijnlijk in het begin tenminste een maan, ontstaan door een grote meteorietinslag. Doordat de rotatie van de planeet later omkeerde zou op deze maan een getijdenversnelling hebben gewerkt waardoor ze langzaam naar Venus toe bewoog en uiteindelijk op de planeet insloeg.
Zichtbaarheid vanaf de Aarde
Doordat Venus een binnenplaneet is, een planeet die zich dichter bij de zon bevindt dan de Aarde, is ze aan de hemel altijd in de buurt van de Zon te vinden, om precies te zijn nooit verder dan 47° bij de zon vandaan. Daardoor is Venus alleen 's avonds na zonsondergang en 's ochtends voor zonsopkomst te zien. Elke 584 dagen haalt Venus de Aarde vanaf de zon gezien in, waarbij ze aan de andere kant van de zon komt te staan en daardoor van morgenster naar avondster of andersom verandert.
In tegenstelling tot de andere binnenplaneet, Mercurius, die vaak lastig te vinden is, is Venus vanwege haar grote helderheid vaak het opvallendste object aan de hemel. De schijnbare magnitude van de planeet varieert tussen de -3,8 en -4,6. Hoewel met moeite, is het zelfs mogelijk om Venus overdag te zien. Vanwege de grote helderheid wordt Venus vaak als een vliegtuig of zelfs een UFO aangezien. In periodes waarin de planeet goed zichtbaar is stijgt het aantal UFO-meldingen.
Tijdens haar schijnbare omloopbaan om de zon verandert de afstand tot de Aarde aanzienlijk en vertoont Venus net als de maan fases. Wanneer de planeet vanaf de Aarde gezien aan de andere kant van de zon staat is haar verlichte zijde naar de Aarde toe gericht en lijkt ze "vol", maar haar schijnbare diameter is dan op zijn kleinst. Als ze tussen de zon en de Aarde in staat is haar donkere zijde naar de Aarde toe gericht maar is haar schijnbare diameter vanaf de Aarde gezien het grootst. In tegenstelling tot de maan, die tijdens Nieuwe Maan geheel donker is, is van Venus wanneer ze precies tussen de zon en Aarde instaat een ringvormige halo te zien. Dit komt doordat Venus in tegenstelling tot de maan een dichte atmosfeer heeft, waarin door lichtbreking het licht iets verder verspreid wordt dan de verlichte helft van de planeet.
Het baanvlak van Venus helt licht ten opzichte van de Aarde, zodat wanneer de planeet tijdens een benedenconjunctie (het moment waarop ze tussen de Aarde en de zon door beweegt) ze vanaf Aarde gezien meestal niet voor de zon langs schuift. Wanner de planeet zich tijdens de conjunctie dichtbij een knoop in haar baan bevindt, vindt een Venusovergang (Venustransit) plaats. Dit is een zeldzaam verschijnsel waarbij Venus als een klein bolletje voor de zon te zien is. Venusovergangen komen paarsgewijs vier keer voor in een vast patroon dat zich elke 243 jaar herhaalt, steeds in de maand juni of december. Tussen de eerste en tweede overgang zit acht jaar. 121,5 jaar later komen de derde en vierde overgang voor, opnieuw met een tussenpauze van acht jaar. Na 105,5 jaar begint de serie opnieuw. De Venusovergang van 8 juni 2004 was de eerste in een serie. De tweede overgang in de serie vindt plaats op 6 juni 2012. De derde en vierde overgang vinden plaats op respectievelijk 11 december 2117 en 8 december 2125.
Fysieke eigenschappen
Temperatuur en wolkendek
Venus gaat altijd schuil onder een zeer dik wolkendek van druppels, samengesteld uit 75% zwavelzuur en 25% water[4]. Van bovenaf gezien zorgt dat voor een grote helderheid (albedo) doordat het wolkendek veel zonlicht weerkaatst. Vanaf de Aarde is Venus hierdoor met het blote oog beter zichtbaar dan welke ster dan ook en als zodanig na de maan het helderste object aan de ochtend- of avondhemel. Aan de onderkant zorgt het wolkendek voor een heftig broeikaseffect waardoor de temperatuur op Venus hoog oploopt. De zon en de nachtelijke sterrenhemel zijn dan ook nooit zichtbaar vanaf het oppervlak van de planeet. De gemiddelde temperatuur is er met zo'n 480°C zelfs hoger dan op Mercurius. Het geel/oranjekleurige wolkendek draait sneller om de planeet dan zij zelf draait, waardoor er windsnelheden tot 100 m/s kunnen optreden.
| Samenstelling atmosfeer | |
|---|---|
| Koolstofdioxide | 96% |
| Distikstof (N2) | 3% |
| Zwaveldioxide | 150 ppm |
| Argon | 70 ppm |
| water (damp) | 20 ppm |
| Koolstofmonoxide | 17 ppm |
| Helium | 12 ppm |
| Neon | 7 ppm |
| Carbonylsulfide (COS) | sporen |
| Waterstofchloride | sporen |
| Waterstoffluoride | sporen |
Atmosfeer
De atmosfeer van Venus is zeer dicht en bestaat voor het overgrote deel uit koolstofdioxide, wat het broeikaseffect, dat door het wolkendek wordt veroorzaakt, verder versterkt. De hoge druk (circa 90 bar), de wolken van zwavelzuur, de hoge temperatuur en de koolstofdioxideconcentratie maken iedere ons bekende vorm van leven op Venus onmogelijk. Er is overigens wel gespeculeerd over de mogelijkheid van leven op Venus.
Oppervlak
Op Venus zijn twee grote continentachtige hooglanden te onderscheiden. Op het noordelijke hoogland, dat Ishtar Terra heet en ongeveer zo groot is als Australië, bevindt zich veel gebergte. De hoogste top is Maxwell Montes en steekt ongeveer 10 km boven omringende land uit. Op de zuidelijke hemisfeer ligt Aphrodite Terra, dat qua grootte vergelijkbaar is met Zuid-Amerika. Tussen deze hooglanden liggen grote dieptes zoals Atalanta Planitia, Guinevere Planitia en Lavinia Planitia. De dikke atmosfeer zorgt er voor dat de meeste meteorieten al uiteenvallen voordat ze het oppervlak bereiken, waardoor er betrekkelijk weinig inslagkraters te vinden zijn op Venus. Sinds 1985 kent de Internationale Astronomische Unie ook namen toe aan de kraters op Venus. Over de gehele planeet zijn grote afgeplatte schildvulkanen te vinden. Met uitzondering van de Maxwell Montes zijn alle bergen, vlaktes en andere geologische structuren vernoemd naar mythologische en echte vrouwen.
Geologische activiteit
Vermoedelijk heeft Venus geen tektonische platen zoals de Aarde, maar als gevolg van grootschalige vulkanische uitbarstingen is de korst continu in beweging en wordt het oppervlak regelmatig overspoeld met lava. Ook dat is natuurlijk een verklaring voor de ontbrekende inslagkraters. Toch zijn de meeste vulkanen niet actief en concentreert het vulkanisme zich in hot-spots.
Samenstelling
Intern vertoont Venus veel overeenkomsten met de Aarde. In het centrum ligt een kern van ijzer met een diameter van ongeveer 3000 km. Daaromheen bevindt zich een mantel van gesmolten gesteente. Aan de buitenkant ligt een korst met een dikte van 50 km. Omdat er op Venus geen magnetisch veld is, wordt meestal aangenomen dat de kern niet vloeibaar, maar vast is. Maar er zijn ook theorieën dat dat wel het geval is en dat het afwezig zijn van een magnetisch veld veroorzaakt wordt door de trage rotatie. De dichtheid van Venus is ook bijna gelijk aan die van de Aarde, nl. 5250 kg/m3.
Theorieën over leven op Venus
Zie: Leven op Venus
Verkenning
Na de zon en maan is Venus gedurende de ochtend en avond één van de prominente hemellichamen. De Babyloniërs beschreven Venus al rond 1600 v.Chr. en noemden de planeet Nindaranna. Bij de Sumiriërs was Venus bekend als Dil-bat of Dil-i-pat.
Mariner 2
Mariner 2 was de eerste succesvolle ruimtesonde die op 27 augustus 1962 naar Venus vertrok. Met dit ruimtevaartuig werd onderzoek gedaan naar zonnewind. Het vloog op 14 december 1962 langs Venus waarbij ontdekt werd dat er onder het relatief koele wolkendek een zeer heet oppervlak schuil ging. Ook werd met de Mariner 2 vastgesteld dat Venus niet over een magnetisch veld beschikt.
Venera 3
Het eerste ruimtevaartuig dat daadwerkelijk op Venus landde was de Russische Venera 3 op 1 maart 1966. De landing was echter dusdanig hard dat het vaartuig onmiddellijk daarna als verloren moest worden beschouwd. Later zijn er met meer succes andere Venera-sondes naar Venus gestuurd. De meeste apparatuur hield het er niet langer dan een half uur uit, vanwege de extreme druk van 90 atmosfeer, de extreem hoge temperatuur en de zwavelzuurregens.
Venera 9
Op 22 oktober 1975 bereikte Venera 9 een baan rond Venus met aan boord een arsenaal aan camera's en spectrometers. Deze ruimtesonde heeft vele foto's en informatie over de samenstelling van het wolkendek, ionosfeer en magnetosfeer naar de Aarde teruggestuurd.
Venus Express
Eind 2005 werd de Venus Express van de ESA gelanceerd. Deze ruimtesonde zal de atmosfeer en het wolkendek in detail bestuderen en een globale kaart van de oppervlaktetemperatuur maken. Op 11 april 2006 is ze in een baan om de planeet gebracht.
In het overzicht van de ruimtevluchten naar Venus staat een volledig overzicht van alle ruimtevluchten die er naar Venus zijn geweest.
Waarnemen
Venus is na de zon en de maan het helderste natuurlijke object aan de hemel. De stellaire magnitude kan toenemen tot – 4,5. Zij is vaak opvallend aanwezig als "morgenster" of "avondster", afhankelijk van de positie van Venus en Aarde ten opzichte van elkaar. De ochtendverschijningen zijn op het Noordelijk Halfrond het best waarneembaar in de maanden juli tot januari, de avondverschijningen in de maanden november tot mei. Op het Zuidelijk Halfrond is dat andersom.
Doordat de baan van Venus binnen die van de Aarde ligt, is zij vanaf de Aarde gezien nooit meer dan met een hoekafstand van 47° (de grootste elongatie) van de zon verwijderd. Venus komt hierdoor maximaal ongeveer vier uur voor zonsopkomst op en wordt bij zonsopkomst al snel door de zon overstraald. Op gelijke wijze geldt dat 's avonds; als de intensiteit van de zon afneemt, is Venus met het blote oog te zien. Bij haar grootste elongatie in de maanden februari tot april gaat Venus maximaal vier uur na zonsondergang onder. Zelfs overdag is Venus met enig zoekwerk te zien.
Met een telescoop is te zien dat Venus net als de maan fasen (schijngestalten) vertoont (ontdekt door Galileo Galilei in 1610), door het wolkendek zijn er echter geen details te zien. De beste waarnemingstijd is kort voor eerste- of kort na laatste kwartier, daar de (halve) schijf dan het helderste is. Met de schijf helemaal vol (net als volle maan) is de planeet ook het verste weg en vertoont zich dan relatief zwakker verlicht.
Externe links
- (en) NASA Venus Fact Sheet - Gegevens van Venus
- Foto's van Venus gemaakt door Venera sondes
- Afbeeldingen NASA
Referenties
- º Venus Fact Sheet
- º Correia A.C.M., Laskar J., de Surgy O.N. (2003). "Long-term evolution of the spin of Venus: I. theory" (http://www.imcce.fr/Equipes/ASD/preprints/prep.2002/venus1.2002.pdf PDF). Icarus 163: 1–23.
- º Correia A.C.M., Laskar J. (2003). "Long-term evolution of the spin of Venus: II. numerical simulations" (http://www.imcce.fr/Equipes/ASD/preprints/prep.2002/venus2.2002.pdf PDF). Icarus 163: 24–45. doi:10.1016/S0019-1035(03)00043-5.
- º Clouds and atmosphere of Venus
Vrije mediabestanden over Venus op Wikimedia Commons