Venus



Een helderblauwe lucht, enkele uren na zonsondergang of vóór zonsopkomst: een schittering, feller en mooier dan die in de best geslepen diamant eist de volledige aandacht van de waarnemer voor zich op. Daar, enkele tientallen graden boven de horizon staat Venus: tweede planeet in het zonnestelsel en vernoemd naar de liefdesgod van de Romeinen.



Iedereen die een soortgelijk tafereel met de 'ochtend- of avondster' aan de hemel wel eens heeft gezien, zal begrijpen waarom de planeet op deze wijze wordt geromantiseerd. Toch is de werkelijkheid ter plaatse anders. Venus is namelijk een vijandige planeet; zo mogelijk nog vijandiger dan Mercurius.

Zusterplaneet?
Naar Venus wordt vaak gerefereerd met de term 'zusterplaneet' (van de aarde). Waar komt die suggestieve benaming toch vandaan, zult u zich afvragen na het voorgaande gelezen te hebben. Het blijkt een simpele kwestie van onwetendheid in het verleden, vergelijkbaar met de manier waarop we nog tot aan het midden van de twintigste eeuw de fout in gingen met onze andere naaste buur, Mars.

Vóór de start van het ruimtevaarttijdperk waren slechts enkele eigenschappen van Venus bekend, zoals omloopsnelheid, afmetingen, massa én het feit dat het hemellichaam een atmosfeer bezat. Deze werden door veel mensen al snel op één hoop gegooid en stuk voor stuk vergeleken met de eigenschappen aarde. Omdat de diameter en massa van Venus respectievelijk slechts 5 en 8 procent verschillen met die van deaarde, was de conclusie indertijd snel getrokken: Venus zou in allerlei opzichten op onze eigen planeet lijken. Bovendien heeft de planeet een dampkring. Dus ook de aanwezigheid van leven kon niet worden uitgesloten!

Een helse atmosfeer   
De vele speculaties over de aard van Venus, die gedurende vele eeuwen de ronde deden, liggen voor een groot deel te grondslag aan het feit dat de planeet door een dikke - voor het blote oog ondoordringbare - dampkring beschikt. Deze bestaat voor het merendeel uit koolstofdioxidegassen. En hoewel er nog veel onzekerheden bestaan over het door de mens versterkte broeikaseffect op aarde, is het vrijwel zeker dat de hoge concentratie CO2 in de atmosfeer van Venus er de oorzaak van is dat de temperaturen op de planeet tot onvoorstelbare hoogte kunnen oplopen. Gemiddeld hebben we het dan over 480 graden Celsius; een temperatuur waarbij lood kan worden gesmolten!

De aankondiging van een lagedrukgebied zou op Venus een bijna ironische bijklank hebben. De druk aan het oppervlak is ruim 90 keer zo groot als op aarde. In de bovenste wolkenlaag, die zich op zo'n 70 kilometer hoogte ophoudt, heersen windsnelheden van 1000 kilometer per uur. Dit in schril contrast met de windsnelheid vlak boven het venusoppervlak. Metingen van Russische landers toonden aan dat een windsnelheid van welgeteld drie kilometer per uur hier een doodgewone zaak is.

Als we het op Venus hebben over 'slecht weer', spreken we vooral over neerslag. Ook op Venus is dit beslist geen uitzondering. Helaas heeft een regenbuitje op deze planeet beslist niet hetzelfde verfrissende effect als op aarde. Onder invloed van zonlicht ontstaan hoog in de atmosfeer namelijk verbindingen van zwavel, zuurstof en waterstof. Na wolkvorming is het eindresultaat een allesvernietigende regen van zwavelzuur.



Het oppervlak
Het oppervlak van Venus bleef zoals bekend lang verborgen achter het dikke wolkendek dat de planeet omringt. En hoewel enkele Russische ruimtesondes erin slaagden op het hemellichaam te landen, waren hun foto-impressies te lokatiespecifiek om een goed en gedetailleerd beeld te krijgen van het globale landschap.

Geavanceerde radartechnieken brachten uitkomst. Vooral de Amerikaanse ruimtesonde Magellan, die begin jaren negentig om Venus cirkelde, leverde waardevolle meetgegevens op basis waarvan zelfs virtuele tochten door het landschap konden worden gemaakt.



In tegenstelling tot Mercurius is het oppervlak van Venus slechts licht bekraterd. De planeet heeft dit te danken aan zijn dikke dampkring, waarin vooral betrekkelijk kleine steenmeteorieten al snel verdampen. Ook de hevige erosie als gevolg van de extreme omstandigheden op Venus zal ongetwijfeld een belangrijke rol hebben gespeeld bij het uitwissen van sporen van inslagkraters. Alleen van enkele zeer zware inslagobjecten zijn op de planeet littekens achtergebleven.

Bron: NASA / JPL / USGS (Magellan)

Wat betreft onherbergzame structuren doet Venus niet onder voor onze eigen planeet. Sommige bergen zijn zelfs aanzienlijk hoger dan de Mount Everest. Maar ook uitgestrekte geulen, waaronder één van 1600 kilometer lengte en wel 5 kilometer diep, zijn massaal van de partij en doen denken aan bekende structuren als de Grand Canyon op aarde of Valles Marineris op Mars.

Dát er ooit vulkanische activiteit is geweest op Venus lijdt geen twijfel. Vele tienduizenden kleine schildvulkanen zijn verspreid over het onherbergzame landschap. Hiernaast zijn er enkele caldera's (ineengestorte vulkanen) met een middellijn van meer dan honderd kilometer aanwezig. Maar het oervulkanisme heeft zijn sporen ook nagelaten in de vorm van opgedroogde lavastromen, die een groot deel van het Venuslandschap domineren.

Actief vulkanisme?
Al jaren wordt er gespeculeerd over vulkanische activiteit op Venus, maar overeenstemming onder wetenschappers is er allerminst. Voorstanders van dit idee wijzen op de aanwezigheid van zwaveldioxide in de atmosfeer. Tegenstanders vinden echter dat er geen voorbarige conclusies mogen worden getrokken, aangezien er nog geen direct bewijs is gevonden en er ook geen sprake lijkt van tektonische activiteit zoals op aarde.

Het inwendige
De interne compositie van Venus zelf is voor wetenschappers nog onbekend terrein. Toch zijn er indicaties dat de planeet een soortgelijke inwendige structuur heeft als de aarde. Metingen van de Magellan-sonde duiden er echter wel op dat de korst van Venus iets dikker is dan de buitenste schil van onze eigen planeet. Haar kern, met een geschatte straal van ongeveer 3000 kilometer, is vermoedelijk opgebouwd uit metallisch materiaal.

Van Venus kunnen wetenschappers voorts geen inwendige eigenschappen vaststellen door onderzoek te verrichten naar indicatieve eigenschappen van een magnetisch veld. Haar rotatieperiode van 243 dagen is namelijk veel te langzaam om een magnetisch veld op te wekken en in stand te houden. Venus' rotatiesnelheid is zelfs langzamer dan die van alle andere planeten.

Auteur(s):     A.S.





Venus in cijfers
Diameter 12.104 km
Massa 4,856 × 10^24 kg
Gemiddelde dichtheid 5,204 g/cm^3
Valversnelling 8,87 m/s^2
Rotatietijd (dag, retrograad) 243 d
Omlooptijd zon (jaar) 225 d
Afstand tot de zon 108,21 × 10^6 km
Atmosferische oppervlaktedruk 9,3 MPa
Temperatuur (gem) 737 K (464°C)
Samenstelling atmosfeer
Koolstofdioxide 96%
Stikstof (N 2 ) 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
Databron: NASA