Aufbau der Venus - Im Inneren des Gesteinsplaneten

Der innere Aufbau der Venus ist dem der Erde ähnlich. Mit 12.103,60 km hat sie fast den gleichen Durchmesser wie die Erde und auch fast die gleiche mittlere Dichte (5,24 g/cm³ bei der Venus im Vergleich zu 5,52 g/cm³ bei der Erde). Sie ist somit nur geringfügig kleiner als unsere Erde und hat etwa 82% der Erdmasse. Ebenfalls ist die chemische Zusammensetzung beider Planeten kaum zu unterscheiden.

Obwohl sie wegen dieser Ähnlichkeit oftmals als "Planetenschwestern" oder als "Zwillinge" bezeichnet werden, sind sie trotzdem sehr verschieden bzgl. ihrer Atmosphäre und Oberfläche. Im Gegensatz zur Erde ist die Venus leider eher als "lebensfeindlich" einzustufen.

Bisher lässt sich der grobe Aufbau der Venus in folgende Elemente untergliedern:

Aufbau der Venus
  1. Kern
  2. Mantel
  3. Kruste
  4. Atmosphäre

Allerdings ist der innere Aufbau der Venus bisher nur aus Modellrechnungen abgeleitet und es könnte noch zu neuen Erkenntnissen kommen. Die Annahmen basieren bisher lediglich auf der etwa gleichen Dichte der Venus und der Erde.


Kern der Venus

Der Kern des Planeten ist vermutlich etwas kleiner als der unseres Heimatplaneten, besteht aber aus den gleichen schweren Elementen Eisen und Nickel. Dieser metallische Kern soll einen Durchmesser von ungefähr 3000 km haben.

Flüssiger Kern?

In der Literatur zum Kern der Venus findet man verschiedene Vermutungen bzgl. des Kerns. So könnte das lediglich schwache Magnetfeld der Venus darauf hinweisen, dass der metallische Kern flüssig ist und aufgrund der sehr langsamen Eigenrotation der Venus, durch einen Dynamoeffekt, das schwache Magnetfeld erzeugt wird.

Fester Kern?

Allerdings findet man auch eine Theorie, nach welcher der metallische Kern der Venus nicht für deren Magnetfeld verantwortlich ist und eher fest anstatt flüssig ist. Das schwache Magnetfeld soll demnach nicht durch den inneren Kern erzeugt werden. Stattdessen sollen elektrische Ströme in der Ionosphäre (herumströmender Sonnenwind) in Wechselwirkung mit dem Sonnenwind entstehen.

Ob die Venus aber wirklich einen festen Kern haben könnte ist bei der Hitze die auf der Venus herrscht aber wohl eher unwahrscheinlich. Schließlich verhindert diese ein Abkühlen des Planeten-Inneren.

Das Magnetfeld der Venus nennt man auch "Pseudo-Magnetfeld", da es im Vergleich zu denen anderer Planeten sehr schwach ausgeprägt ist.

Interessant: Nur von der Erde ist bislang bekannt, dass der innere Kern sich in einen flüssigen äußeren und einen festen inneren Kern untergliedert.


Mantel der Venus

Über dem Eisenkern der Venus liegt ein Mantel, der aus dichten metallischen Silikaten besteht. Über diesen Mantel ist aber leider auch nicht viel mehr bekannt als über den Kern der Venus. Es wird vermutet, dass es einen oberen und unteren Mantel gibt. Der obere Mantel soll verhältnismäßig dicker sein.

Mantelströmungen

Entgegen früheren Annahmen wurde mittlerweile erkannt, dass es auf der Venus sogenannte "Mantelströmungen" gibt. Diese langsamen Ströme des Magmas im inneren eines Planeten werden auch als "Mantelkonvektion" bezeichnet. Sie entstehen dadurch, dass der Planet ständig versucht die Temperaturunterschiede zwischen dem Kern und der Oberfläche auszugleichen.


Kruste der Venus / Oberfläche der Venus

Die Wolken-verhüllte Venusoberfläche eingefangen bei der Mariner10-Mission
© NASA/JPL-Caltech

Über dem Mantel befindet sich eine dünne Kruste, die aus Gestein bzw. Silikat-Mineralen besteht. Der Mantel und auch die Kruste dürften auf jeden Fall deutlich dicker ausfallen als auf der Erde. Die Kruste dürfte in sich geschlossen sein und eine Dicke von etwa 50 bis 100 km aufweisen. Ihr Alter wird auf vier- bis fünfhundert Millionen Jahre geschätzt. Sie dürfte dem ähneln, was in der Frühzeit der Entstehung unseres Heimatplaneten, dort die Oberfläche gewesen ist.

Es gibt immer noch eine relative Unklarheit bzgl. einer möglichen Plattentektonik, also der Verschiebung der Krustenplatten. Deshalb folgen hier, zumindest nach derzeitigem Stand, unterschiedliche Theorien und Beobachtungen bzgl. der Aktivität auf der Venusoberfläche.

Frühere Annahmen

Damals ist man zu der Erkenntnis gekommen, dass die Venus bzgl. ihrer Plattentektonik ein weitestgehend inaktiver Planet ist. Das hätte bedeutet, dass so gut wie keine Verschiebungen der großen Krustenplatten stattfinden. Viel mehr ging man davon aus, dass sich die Kruste der Venus ständig durch massive Vulkanaktivitäten selbst erneuert. Allerdings wäre dies ein langwieriger Prozess, weil das Magma viel Zeit benötigt um die dicke Kruste zu durchbrechen.Für eine richtige Plattentektonik, wie auf der Erde, galt die Venus damals mit Temperaturen über 480 C° als "zu heiß". Die Kruste wäre demnach zu weich und zu flexibel um stabile, sich gegenseitig in die Tiefe drückende, Platten zu bilden.

Diese Hypothesen wurden damals durch die Auswertung von Messungen des planetaren Gravitationsfeldes aufgestellt, die mit Hilfe der Sonde „Magellan“ durchgeführt werden konnten.

Aktuelle Erkenntnisse

Mittlerweile sind aber die internen Mantelströmungen der Venus bekannt, die wohl auch als "Antrieb" für die Krustenplatten fungieren und dort für Veränderungen der Oberfläche sorgen. Somit lässt sich die alte Theorie nicht mehr aufrecht erhalten. Die Venus scheint sehr wohl über eine aktive Plattentektonik zu verfügen. Auf dem Planeten "rempeln" also festere Krustenblöcke gegeneinander, wie Eisschollen im Packeis. Sie fragmentieren dadurch die weiche Kruste. Belege dafür liefern kaum deformierte und stabile Bereiche der Venusoberfläche. Die Bereiche sind umgeben von schmalen Dehnungs- und Bruchzonen. So deuten an einigen Stellen Gräben auf eine mögliche Dehnung hin, an anderen Orten sprechen Verwerfungen für eine Stauchung.

Es ist immer noch unklar in welchen Zeiträumen bzw. Zeitabständen die tektonische Aktivität auf der Venus abläuft. Aufgrund einiger Verwerfungen wird vermutet, dass die Bewegungen nicht allzu lange zurückliegen und vermutlich noch bis heute anhalten. Allerdings scheint die Tektonik dort bei weitem nicht so ausgeprägt zu sein wie auf der Erde und funktioniert auch nicht auf die gleiche Weise. Deshalb werden dort eher keine großen Gebirgszüge oder gigantische Subduktionszonen entstehen.

Subduktion bezeichnet einen Vorgang beim Zusammenstoßen zweier Platten. Dabei wird Platte mit der höheren Dichte von der anderen Platte, die sich anhebt, verdrängt und unter diese geschoben. Dort schmilzt diese Platte aufgrund den enormen Hitze und bildet Magma.

Aufgrund der immer noch enorm hohen Oberflächentemperatur, von um die 480 C° auf der sonnenzugewandten Seite, bleibt die Kruste nicht starr. Sie dehnt und streckt sich ohne dabei zu zerbrechen. Vergleichbar ist dies mit einer Tafel Schokolade, die im Sommer etwas weich geworden ist.

Computergenerierte dreidimensionale Ansicht des Mons Maat
© NASA/JPL

Landschaftsbild auf der Venus

Die Landschaft der Venus wird geprägt von vielen Kratern, die durch den Einschlag von Meteoriten und Asteroiden entstanden sind. Ebenfalls verfügt sie über gewaltige Bergketten und Furchen. Die höchsten sind die "Maxwell Montes" mit einer Höhe von 11,80 km. Tausende Vulkane überziehen den Planeten. Der höchste, der bisher gesichteten Vulkane, ist der Mons Maat. Er hat eine Höhe von sagenhaften 8 km und ist an seiner Basis stolze 700 km breit! Es gibt ringförmige Grabenstrukturen, die durch Aufsteigen von Magma entstanden sein könnten. Gewässer sucht man in dieser trostlosen Landschaft aber vergeblich.

Beobachtung der Venusoberfläche

Die Oberfläche der Venus wird immer von dichten und schnell rotierenden Wolken verdeckt. Sie ist daher eher schwierig zu beobachten. Sogar mit einem sehr guten Teleskop sieht man von der Erde aus nur diese dichte weißliche Wolkendecke.

Sternwarte auf der kanarischen Insel Teneriffa

Ein genaueres Bild vom Aussehen der Venuslandschaft konnten sich Astronomen erst durch den Einsatz von Radar-Messgeräten machen. Diese wurden mit Raumsonden in die Nähe der Venus gebracht. Leider konnten die tatsächlichen Farben durch die Radar-Messungen nicht bestimmt werden. Somit handelt es sich bei den Aufnahmen nicht um eine originalgetreue Wiedergabe der Venusoberfläche.

Wenige Raumsonden haben es sogar geschafft auf der Oberfläche der Venus zu landen. Von diesen wurde Bildmaterial geschickt. Anhand dieser geht man von einer gräulichen Venusoberfläche aus. Aufgrund der Lichtstreuung an der Wolkendecke wird diese in dem bekannten rötlich-gelben Farbton angestrahlt.


Atmosphäre der Venus

Die Atmosphäre der Venus besteht zu 96 % aus Kohlendioxid und zu weiteren 3,5 % aus Stickstoff. Das ist immerhin fünfmal so viel Stickstoff wie in der Erdatmosphäre. Außerdem gibt es noch geringe Anteile von Schwefeldioxid, Kohlenstoffmonoxid, Edelgasen, Argon und Neon. Es gibt nur wenig Wasserdampf und keinen Sauerstoff. Sie ist der einzige Gesteinsplanet mit einer ständig undurchsichtigen Atmosphäre. Lediglich der Saturntrabant "Titan" verfügt ebenfalls über eine solche Atmosphäre.

Auf der Venus müsste man einen Druck aushalten können, der bei uns in etwa 910 m Meerestiefe herrscht. Denn er beträgt stolze 92 bar!

Wolken auf der Venus
© NASA/JPL

Durch die dichten Wolken wird der Treibhauseffekt der Venus hervorgerufen. Diese Wolken bewegen sich mit einer Geschwindigkeit von 400 km/h um die Venus. Vor einigen Jahren waren es nur 300 km/h. Die Hochatmosphäre bzw. die Wolkenschichten rotieren etwa 60mal schneller um die Venus als sie sich selbst dreht.

Sie halten die Hitze auf dem Planeten fest und reflektieren Sonnenlicht. Deshalb sieht die Venus für uns hell aus. In den Wolkenschichten kommt es gelegentlich zu einer Art von Regen und Gewitter. Doch weil der Regen durch die Hitze verdampft, ist es in Bodennähe immer trocken. Stärkere Winde treten dort nur in höheren Regionen auf. In der Nähe der Oberfläche ist es normalerweise windstill.

Über den Wolken gibt es Dunstschichten, die bis in eine Höhe von etwa 90 km reichen. Weitere 10 km höher endet die sogenannte Troposphäre, also die Schicht der Atmosphäre die am Boden des Planeten beginnt. Darüber folgt die 40 km dicke Mesosphäre. Hier herrschen Temperaturen von -100 °C. In der sich anschließenden Thermosphäre steigt die Temperatur wieder, da dort Sonnenstrahlung absorbiert wird. In einer Höhe von 220 bis 250 km folgt die äußerste Schicht, die sogenannte Exosphäre.

Auf der Venus gibt es sogar eine Ozonschicht. Diese ist zwar relativ dünn, aber konnte in etwa 100 km Höhe ausfindig gemacht werden. Grundlage für die Entdeckungen waren die "Venus Express"- und die "Pioneer 1"-Sonde.


Es bleibt spannend…

Der Space Orbiter im Vorbeiflug bei der Venus
© ESA/ATG medialab

Da die bisherigen Erkenntnisse nur auf den Modellberechnungen basieren, bleibt es auch zukünftig spannend was den Aufbau der Venus betrifft.

Die "jüngste" Sonde, welche die Blitzaktivität, Magnetfelder und die Plasmaparameter der Venus seit 2020 untersucht, ist der "Solar Orbiter" aus Europa.

Auch zukünftig sollen einige Raumsonden zur Venus geschickt werden. Im Fokus steht meist die Erforschung der Atmosphäre. Natürlich sollen aber auch weiterhin die Oberfläche und auch die vulkanischen Aktivitäten näher untersucht werden.