Planet: Venus

Venus
Venus in natürlichen Farben, aufgenommen von Mariner 10
Eigenschaften des Orbits
Große Halbachse	0,723 AE (108,16 Mio. km)
Perihel – Aphel	0,718 – 0,728 AE
Exzentrizität	0,0068
Neigung der Bahnebene	3,395°
Siderische Umlaufzeit	224,701 d
Synodische Umlaufzeit	583,92 d
MittlereOrbitalgeschwindigkeit	35,02 km/s
Kleinster – größter Erdabstand	0,256 – 1,744 AE
Physikalische Eigenschaften
Äquator- – Poldurchmesser*	12.103,6 – 12.103,6 km
Masse	4,869 · 1024 kg
Mittlere Dichte	5,243 g/cm3
Fallbeschleunigung*	8,87 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit	10,36 km/s
Rotationsperiode	243 d 27 min
Neigung der Rotationsachse	177,36°
Geometrische Albedo	0,65
Max. scheinbare Helligkeit	−4,6m
Eigenschaften der Atmosphäre
Druck*	92 bar
Temperatur* Min. – Mittel – Max.	710 K (+437 °C) 737 K (+464 °C) 770 K (+497 °C)
Hauptbestandteile Kohlenstoffdioxid: 96,5 % Stickstoff: 3,5 % Schwefeldioxid: 0,015 %
*bezogen auf das Nullniveau des Planeten
Sonstiges
Größenvergleich zwischen Venus (links als Radarkarte) und Erde

Umlaufzeit um die Sonne: 224,7 Erden-Tage (7,4 Erden-Monate)
Schwerkraft: 0,9 g (Erde 1 g)

Die Venus ist mit einer durchschnittlichen Sonnenentfernung von 108 Millionen Kilometern der zweitinnerste und mit einem Durchmesser von ca. 12.100 Kilometern der drittkleinste Planet des Sonnensystems. Sie zählt zu den vier erdähnlichen Planeten, die auch terrestrische oder Gesteinsplaneten genannt werden.

Venus ist der Planet, der auf seiner Umlaufbahn der Erdbahn mit einem minimalen Abstand von 38 Millionen Kilometern am nächsten kommt. Sie hat fast die gleiche Größe wie die Erde, unterscheidet sich aber in Bezug auf die Geologie und vor allem hinsichtlich ihrer Atmosphäre.

Nach dem Mond ist sie das hellste natürliche Objekt am Dämmerungs- oder nächtlichen Sternenhimmel. Da die Venus als einer der unteren Planeten morgens oder abends am besten sichtbar ist und nie gegen Mitternacht, wird sie auch Morgenstern sowie Abendstern genannt. Sie ist auch am Taghimmel beobachtbar, teils mit kleinen Fernrohren, teils mit freiem Auge. Näheres dazu im Hauptartikel Tagbeobachtung.

Das astronomische Symbol des Planeten Venus gilt als stilisierte Repräsentation des Handspiegels der namensgebenden römischen Liebesgöttin Venus: ♀

Umlaufbahn

Die große Bahnhalbachse der Venus misst 108.208.930 km; das ist der Abstand zwischen ihrem Schwerpunkt und dem gemeinsamen Schwerpunkt mit der Sonne, der wegen der in diesem Verhältnis sehr geringen Venusmasse fast mit dem Sonnenzentrum zusammenfällt. Dieser Abstand entspricht etwa 72,3 % des mittleren Erdbahnradius, also 0,723 Astronomischen Einheiten (AE). Der sonnennächste Punkt der Umlaufbahn, das Perihel, liegt bei 0,718 AE und ihr sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 0,728 AE. Daraus resultiert ein mittlerer Bahnabstand von rund 41 Mio. Kilometern (Minimum 38,3 Mio. km), so dass die Venus und die Erde die zueinander nächsten Planetennachbarn im Sonnensystem sind. Die Venus liegt jedoch knapp außerhalb der habitablen Zone, da sie für die Existenz flüssigen Wassers der Sonne zu nahe ist. Die Bahnebene der Venus ist 3,39471° gegen die Ekliptikebene der Erde geneigt. Die siderische Umlaufperiode – die Dauer eines Venusjahres – beträgt 224,701 Tage.

Die Umlaufbahn der Venus hat unter allen Planetenbahnen die geringste Exzentrizität. Die numerische Exzentrizität beträgt nur 0,0068; das heißt, dass die Abweichung der Planetenbahn von einer idealen Kreisbahn sehr gering ist. Die Venus hat also die kreisförmigste Bahn aller Planeten. Noch geringere Abweichungen von der Kreisform haben im Sonnensystem nur die Umlaufbahnen mancher Monde. Dafür ist die Neigung der Venusbahn gegen die Bahnebene der Erde mit etwa 3,4° nach der Inklination von Merkur (7,0°) mit am größten, wenn auch deutlich mäßiger.

Rotation

Die Rotation der Venus ist im Gegensatz zum sonst fast ausschließlich vorherrschenden Drehsinn der Eigendrehung und der Umlaufbewegung der Planeten und der meisten Monde unseres Sonnensystems rückläufig (retrograd). Das heißt, dass die Venus von ihrem Nordpol aus gesehen im Uhrzeigersinn rotiert. Gemäß der Definition der Internationalen Astronomischen Union (IAU) ist der Nordpol eines Planeten derjenige, welcher auf der gleichen Seite der Ekliptik liegt wie der Nordpol der Erde. Somit geht auf der Venus die Sonne im Westen auf und im Osten unter. Die Neigung der Rotationsachse wird daher zumeist nicht mit 2,64° sondern mit 177,36° angegeben, so, als wäre die Achse bei ursprünglich progradem Drehsinn auf den Kopf gekippt worden. Unter den Planeten im Sonnensystem weist außer der Venus nur noch der Uranus einen retrograden Rotationssinn auf; unter den bekannten Zwergplaneten ist das nur bei Pluto der Fall. Durch die geringe Neigung des Venusäquators gegen die Bahnebene gibt es auf dem Planeten keine Jahreszeiten.

Die rückläufige Eigendrehung der Venus ist zudem außergewöhnlich langsam: Einesiderische Rotationsperiode (das heißt, relativ zu den Fixsternen) dauert 243,019 Tage, und damit sogar 8 % länger als die Umlaufperiode. Durch den rückläufigen Drehsinn dauert die auf die Sonne bezogene Rotationsperiode – also ein Venustag – jedoch „nur“ 116,751 Erdtage; im rechtläufigen Fall würde das Verhältnis zwischen der Rotations- und der Umlaufgeschwindigkeit fast eine gebundene Rotation bedeuten, wie im vollendeten Beispiel unseres Mondes, der dadurch der Erde ständig dieselbe Seite zuwendet. Der Venus wäre damit gegenüber der Sonne ein ähnliches Schicksal beschieden.

Die Ursache des retrograden Drehsinns und der besonders niedrigen Geschwindigkeit der Venusrotation ist nicht bekannt. Einer Hypothese zufolge könnte es das Resultat einer Kollision mit einem großen Asteroiden sein. Die siderische Rotationsperiode erscheint allerdings nicht vollkommen willkürlich, denn sie steht eigenartigerweise in einem fast exakten 2:3-Verhältnis zur Bahnperiode der Erde (). Die synodische Rotationsperiode der Venus (das heißt relativ zur Erde) beträgt im Mittel 145,928 Tage. Genauer gesagt ist das die Periode, mit der ein Venusmeridian parallel zur heliozentrischen Länge der Erde liegt. Eine direkte Ausrichtung zur Erde ist nur zur oberen beziehungsweise unteren Konjunktion gegeben, wenn sich die Venus von der Erde aus gesehen in einer Linie hinter beziehungsweise vor der Sonne befindet. Da es sich in dem 2:3-Verhältnis um zwei zueinander entgegengesetzte Drehsinne handelt, gilt für die räumliche Verteilung dieser Periodizität nicht die Differenz, sondern die Summe der Verhältniszahlen. Das entspricht während fast genau zwei Jahren wiederum einer pentagrammartigen Verteilung auf fünf gleichmäßig verteilte Bahnpositionen der Erde (5:1,998). Nach neuesten Messungen der Raumsonde Venus Express ist die Rotationsdauer der Venus etwa 6,5 Minuten länger geworden als von der Raumsonde Magellan gemessen.

Aufbau

Mit ihrer Größe und ihrem allgemeinen Aufbau ähnelt die Venus der Erde besonders stark. So hat sie mit 12.103,6 Kilometer fast den gleichen Durchmesser wie die Erde und besitzt auch eine fast gleich große mittlere Dichte. Oft werden die beiden „Planetenschwestern“ auch als „Zwillinge“ bezeichnet. Doch so sehr sie sich in der Masse und in der chemischen Zusammensetzung auch gleichen, unterscheiden sich die Oberflächen und die Atmosphären beider Planeten doch stark.

Atmosphäre

Zusammensetzung der Atmosphäre

Druck- und Temperaturverlauf

Die Atmosphäre der Venus besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid. Stickstoff macht 3,5 % aus, Schwefeldioxid (150 ppm), Argon (70 ppm) und Wasser (20 ppm) kommen in Spuren vor. Wegen der großen Gesamtmasse der Atmosphäre befindet sich in ihr etwa fünfmal so viel Stickstoff wie in der Erdatmosphäre. Die Venusatmosphäre hat rund 90-mal so viel Masse wie die Lufthülle der Erde und bewirkt am mittleren Bodenniveau einen Druck von 92 bar. Dies kommt dem Druck in gut 910 m Meerestiefe gleich. Die Dichte der Atmosphäre ist an der Oberfläche im Mittel etwa 50-mal so groß wie auf der Erde.

Unterhalb einer Höhe von 28 Kilometern findet man rund 90 Prozent der Atmosphärenmasse, das ist etwa einem Drittel der Masse des irdischen Weltmeeres. Dieser dichten Dunstschicht weit unterhalb der Wolkendecke sind wahrscheinlich auch die von verschiedenen Sonden registrierten elektromagnetischen Impulse zuzuordnen, die für sehr häufige Blitzentladungen sprechen. Innerhalb der Wolken hätten von Gewittern aufleuchtende Blitze bei Nacht auffallen müssen, aber auf der Nachtseite der Venus konnten keine entsprechenden Leuchterscheinungen beobachtet werden. Über den Wolken reichen äußere Dunstschichten bis in eine Höhe von etwa 90 Kilometern. Rund 10 km höher endet die Troposphäre. In der darüberliegenden, etwa 40 km dicken, Mesosphäre erreicht dieTemperatur Tiefstwerte von rund −100 °C. In dem anschließenden Stockwerk, der Thermosphäre, steigt die Temperatur infolge der Absorption der Sonnenstrahlung. Minusgrade herrschen insgesamt nur am Grund der Thermosphäre bis hinunter in die oberen Wolkenlagen. Die Exosphäre als äußerste Atmosphärenschicht erstreckt sich in einer Höhe von etwa 220 bis 250 Kilometern.

Die strukturlose Venussichel, aufgenommen von Pioneer-Venus 1

Die Atmosphäre der Venus ist von außen völlig undurchsichtig. Das liegt jedoch nicht so sehr an der großen Masse und Dichte der Gashülle, sondern hauptsächlich an einer stets geschlossenen Wolkendecke. Diese befindet sich mit ihrer Unterseite in einer Höhe von etwa 50 km und ist rund 20 km dick. Ihr Hauptbestandteil sind zu etwa 75 Masseprozent Tröpfchen aus Schwefelsäure. Daneben gibt es auch chlor- und phosphorhaltige Aerosole. In der unteren von insgesamt drei Wolkenschichten gibt es möglicherweise auch Beimengungen von elementarem Schwefel. Größere Tröpfchen der Schwefelsäure regnen ab, aber nur bis unweit der Unterseite der Wolkendecke, wo sie aufgrund der hohen Temperaturen verdampfen und sich anschließend in Schwefeldioxid, Wasserdampf und Sauerstoff zersetzen. Nachdem diese Gase bis in die obersten Wolkenbereiche aufsteigen, reagieren und kondensieren sie dort wieder zu Schwefelsäure. Der Schwefel wurde ursprünglich von Vulkanen in Form von Schwefeldioxid ausgestoßen.

Die sphärische Albedo der cremegelben und zumeist strukturlosen Wolkenoberfläche beträgt 0,75; das heißt, sie streut 75 % des von der Sonne praktisch parallel eintreffenden Lichts zurück. Die Erde reflektiert dagegen im Mittel nur 30,6 %. Die von der Venus nicht reflektierte Strahlung wird zu rund zwei Drittel von der Wolkendecke absorbiert. Diese Energie treibt die obersten äquatorialen Wolkenschichten zu einer Geschwindigkeit von etwa 100 m/s (das sind 360 km/h), mit der sie sich immer in Rotationsrichtung der Venus in nur vier Tagen einmal um den Planeten bewegen. Die Hochatmosphäre rotiert somit rund 60-mal schneller als die Venus selbst. Diese Erscheinung wird „Superrotation“ genannt. Der Grund dafür, warum die Auswirkungen gerade so und nicht anders ablaufen, ist – zumindest im Fall der Venus – noch nicht befriedigend geklärt. Die Phänomene der Venusatmosphäre werden derzeit mittels der Raumsonde Venus Express detailliert erforscht. Die einzigen anderen Beispiele für eine derart schnelle Atmosphärenzirkulation sind im Sonnensystem die Strahlströme in der höheren Atmosphäre der Erde und die Wolkenobergrenze des Saturnmondes Titan, dessen Stickstoff-Atmosphäre am Boden immerhin den anderthalbfachen Druck der irdischen Lufthülle hat. Eine Superrotation gibt es also nur bei den drei festen Weltkörpern des Sonnensystems, die eine dichte Atmosphäre besitzen.

Im Oktober 2011 gab die ESA bekannt, dass die Raumsonde Venus Express in einer Höhe von rund 100 Kilometern über der Venus-Oberfläche eine relativ dünne Ozonschicht entdeckt hat.

Venus Express konnte nach der Ankunft an der Venus stark steigende Schwefeldioxidwerte über den Wolken feststellen, die mit der Zeit durch Aufspaltung des SO₂ durch das Sonnenlicht zurückgingen. Da bereits Pioneer-Venus 1 nach ihrer Ankunft ähnlich hohe Werte antraf und ihr Absinken verfolgen konnte, kommt als Ursache, neben Vulkanausbrüchen, ein regelmäßig durch das Venusklima bedingtes Aufsteigen des Gases aus tieferen Atmosphärenschichten in die Hochatmosphäre in Frage.

Wetter

Eine Aufnahme der Venus des Orbiters Pioneer-Venus 1 im ultravioletten Licht (Falschfarben) zeigt deutliche Y-förmige Wolkenstrukturen.

Fast die gesamte Gashülle der Venus bildet durch Konvektion große Hadley-Zellen. Die in der am intensivsten bestrahlten Äquatorzone aufgestiegenen Gasmassen strömen in die Polargebiete und sinken dort in tiefere Lagen, in denen sie zum Äquator zurückfließen. Die im ultravioletten Licht sichtbaren Strukturen der Wolkendecke haben daher die Form eines in Richtung der Rotation liegenden Y. Die ersten von Venus Express gelieferten Fotos zeigten – besonders deutlich im Infrarot – einen sich dementsprechend über den größten Teil der beobachteten Südhemisphäre ausbreitenden Wolkenwirbel mit Zentrum über dem Pol. Detailliertere Beobachtungen des Südwirbels machten sein Zentrum als Doppelwirbel sichtbar. Bilder der Sonde von September 2010 zeigten anstelle des rätselhaften Doppelwirbels einen einzelnen eigenartigen Strudel.

In Bodennähe wurden bislang nur geringe Windgeschwindigkeiten von 0,5 bis 2 m/s gemessen. Durch die hohe Gasdichte entspricht das auf der Erde immerhin der Windstärke 4, das heißt, es kommt einer mäßigen Brise gleich, die Staub bewegen kann. Von dem auf die Venus einfallenden Sonnenlicht erreichen nur zwei Prozent die Oberfläche und ergeben eine Beleuchtungsstärke von etwa 5000 Lux. Die Sichtweite dort beträgt wie an einem trüben Nachmittag rund drei Kilometer.

Die nicht von den Wolken reflektierte oder absorbierte Strahlung wird hauptsächlich von der unteren, sehr dichten Atmosphäre absorbiert und in thermische Strahlung des Infrarotbereichs umgewandelt. In diesem Wellenlängenbereich ist das Absorptionsvermögen des Kohlendioxids sehr groß und die Wärmestrahlung wird so gut wie vollständig von der unteren Atmosphärenschicht aufgenommen. Der starke Treibhauseffekt ist hauptsächlich durch die Masse an Kohlendioxid bedingt, aber auch die geringen Spuren von Wasserdampf und Schwefeldioxid haben daran einen wesentlichen Anteil. Er sorgt am Boden für eine mittlere Temperatur von 464 °C. Das liegt sehr weit über der ohne Treibhauseffekt berechneten Gleichgewichtstemperatur von −41 °C (232 K), auch weit über den Schmelztemperaturen von Zinn (232 °C) und Blei (327 °C) und übertrifft sogar die Höchsttemperatur auf dem Merkur (427 °C). Die Erwärmung der Oberfläche ist dadurch so gleichmäßig, dass die Temperaturunterschiede trotz der sehr langsamen Rotation der Venus sowohl zwischen der Tag- und der Nachtseite als auch zwischen der Äquatorregion und den Polgebieten sehr gering sind. Ein Minimum von etwa 440 °C wird in Bodennähe nie unterschritten. Ausgenommen sind nur höhere Gebirgsregionen, so herrschen auf dem höchsten Gipfel 380 °C und ein Druck von 45000 hPa. Die Maxima betragen an den tiefsten Orten 493 °C und 119000 hPa. Ohne die Wolkendecke mit ihrem hohen Reflexionsvermögen wäre es auf der Venus noch erheblich heißer.

Trotz der nur geringen Windgeschwindigkeiten, die am Boden gemessen wurden, zeigen einige Regionen radarhelle streifen- und fächerförmige Strukturen in der Art von „Windfahnen“, die von einzelnen Kratern und Vulkankegeln ausgehen. Ihr Verlauf zeigt die während ihrer Bildung vorherrschende Windrichtung. Die meisten Windstreifen bevorzugen eine den globalen atmosphärischen Strömungen in Bodennähe entsprechende westliche und äquatoriale Richtung. Es ist dabei jedoch nicht immer klar, ob die hell erscheinenden Streifen direkt aus dem verwehten Material bestehen oder aber Lockermaterial ringsum abgetragen wurde und nur im Windschatten liegen geblieben ist.

Innerer Aufbau                                                                              

Innerer Aufbau der Venus mit Kruste, Mantel und Kern

Unterhalb der Lithosphäre ähnelt das Innere der Venus wahrscheinlich dem der Erde. Da sie fast die gleiche Masse und eine ähnliche mittlere Dichte hat (5,24 g/cm³ im Vergleich zu 5,52 g/cm³ im Falle der Erde) und der Kosmogonie gemäß im gleichen Bereich des Sonnensystems entstanden ist, sollte sie auch einen analogen Schalenaufbau aufweisen. Dass die Erde eine etwas größere mittlere Dichte hat, ist nicht nur auf ihre chemische Zusammensetzung zurückzuführen, sondern zum Teil eine rein physikalische Auswirkung ihrer größeren Masse, die durch die entsprechend größere Schwerkraft eine stärkere Eigenkompression bedingt. Die Venus besitzt – im Gegensatz zum viel kleineren Merkur – einen größeren Anteil an leichteren Elementen als die Erde, sie hätte also selbst bei gleicher Größe wie die Erde noch eine geringere Masse. Das ist für einen Planeten innerhalb der Erdbahn nicht recht verständlich, denn gemäß der herkömmlichen Theorie zur Entstehung des Sonnensystems müsste das Verhältnis zwischen den leichten und den schweren Elementen der Venus zwischen den Verhältnissen der Erde und des Merkur liegen, da vor allem die leichteren Elemente durch den besonders stürmischen Teilchenstrom der jungen, sich herausbildenden Sonne in die Außenbereiche getrieben wurden. Eine Erklärung für den verhältnismäßig großen und schweren metallischen Kern der Erde bietet die Theia-Theorie, derzufolge die junge Erde mit einem marsgroßen Planeten namens Theia zusammenstieß; der Kern dieses Planeten verschmolz mit dem Erdkern, sein Gestein verdampfte und bildete nach dem Kondensieren den Mond, der deswegen nur einen kleinen Kern besitzt.

Unter der Vorgabe des klassischen Schalenaufbaus der Erde kann man also statt auf einen verhältnismäßig größeren nur auf einen relativ kleineren Eisen-Nickel-Kern und dafür auf einen etwas größeren Mantel schließen. Besonders der obere Mantel wird verhältnismäßig dicker erwartet. Auch die Lithosphäre könnte, wie durch Gravitationsfeld-Messungen der Venussonde Magellan nahegelegt wurde, wesentlich dicker als die der Erde sein. Auf dieser Überlegung beruht auch die Erklärung dafür, dass es auf der Venus keine Plattentektonik wie auf der Erde gibt, sowie die Hypothese, dass sich die Venusoberfläche stattdessen in einem langperiodischen Rhythmus durch massive globale Vulkanaktivitäten erneuert.

Obwohl für die Venus ein ähnlich großer Nickel-Eisen-Kern wie für die Erde angenommen wird, verfügt sie nur über ein äußerst schwaches Magnetfeld. Dies ist auf das Fehlen eines Mondes, der durch seine Gezeitenwirkung die Venusrotation verringern und so die Entstehung von Induktionsströmen ermöglichen würde, zurückzuführen. Auch die extrem langsame Rotation dürfte dazu beitragen, da diese den Dynamo-Effekt nicht begünstigt. Das an der Venusoberfläche gemessene Magnetfeld ist äußerst schwach. Es wird durch elektrische Ströme in der Ionosphäre induziert, die dort durch die Wechselwirkung mit den elektrisch geladenen Teilchen des Sonnenwindes hervorgerufen werden. In dieser Magnetosphäre gibt es keine Gürtel von eingefangenen Sonnenteilchen gleich denen der Van-Allen-Gürtel der Erde und der Strahlungsgürtel des Jupiter, Saturn und Uranus. Das Venusmagnetfeld erreicht am Boden nur ein Zehntausendstel der Stärke, die das Erdmagnetfeld an der Erdoberfläche hat. Die Oberfläche der Venus wird vor den heranrasenden Teilchen des Sonnenwindes nicht vom Magnetfeld geschützt wie die Erdoberfläche, sondern durch die vom Teilchenstrom selbst mitinduzierte Ionosphäre sowie durch die sehr dichte Atmosphäre.

Beobachtung

Obere und untere Konjunktion im Schema

Neigung der Venusbahn gegen die Erdbahn

Weil die Venus einer der unteren Planeten ist, sich ihre Umlaufbahn um die Sonne also innerhalb der Erdbahn befindet, kann sie im Gegensatz zu denoberen Planeten der Sonne an der Himmelskugel niemals gegenüberstehen, das heißt in Opposition kommen. Stattdessen unterscheidet man anstelle der Konjunktion der äußeren Planeten die obere Konjunktion (Venus hinter der Sonne) von der unteren Konjunktion, bei der die Venus vor der Sonne steht. Der größtmögliche östliche und westliche Winkelabstand zur Sonne beträgt 48° (größte Elongation).

Die Neigung der Venusbahn gegen die Bahnebene der Erde beträgt etwa 3,4°. Trotz dieser relativ geringen Neigung ist es sehr selten (auch im Vergleich zum Merkur), dass es bei der unteren Konjunktion zu einem so genannten Durchgang vor der Sonnenscheibe kommt. Da die Venus bei der unteren Konjunktion nur etwa 41 Millionen km von der Erde entfernt ist, kann sich perspektivisch ein Winkelabstand von bis zu fast 9° gegenüber der Sonnenscheibe ergeben. So kann sie für einige Tage (bei Vorbeizug nördlich der Sonne auf der Nordhalbkugel und bei Vorbeizug südlich der Sonne auf der Südhalbkugel) sowohl am Abend- als auch am Morgenhimmel gesehen werden. Im 20. Jahrhundert gab es keinen einzigen Venustransit.

Südliche Erdhälfte (Nord-Chile):
Venus als „Abendstern“ links unterhalb des zunehmenden Mondes (Neulicht).
Am Horizont das Paranal-Observatorium.

Steht die Venus östlich der Sonne, kann sie als Abendstern am Westhimmel beobachtet werden, steht sie westlich, kann sie als Morgenstern am Osthimmel gesehen werden. Hierbei sind Sichtbarkeitszeiten von bis zu 4,5 Stunden (vom Venusaufgang bis zum Sonnenaufgang beziehungsweise vom Sonnenuntergang bis zum Venusuntergang) möglich, wenn die Venus in der Ekliptik eine höhere Position als die Sonne einnimmt. Am stärksten ist dieser Effekt im Spätwinter oder Frühling bei ihrer Sichtbarkeit als Abendstern, und bei ihrem Auftritt als Morgenstern im Herbst. Wegen ihrer großen Helligkeit und ihres größeren Winkelabstandes ist die Venus viel leichter zu beobachten als der Merkur. Bei sehr klarem Himmel und ausreichend großer Elongation kann sie auch am Tag mit bloßem Auge beobachtet werden.

Aus Sicht der Sonde Clementine: Die „Vollvenus“ über der Korona der Sonne, die der nur im Erdschein sichtbare Mond verdeckt

Aufgrund ihrer Bahnbewegung zeigt die Venus im Teleskop je nach Position unterschiedliche Phasen, gleich den Phasen des Mondes. Vor und nach einer oberen Konjunktion (wenn sie jenseits der Sonne steht) erscheint sie als kleines, fast rundes Scheibchen mit einem Durchmesser von etwa 10″ (Bogensekunden). Mit zunehmendem Winkelabstand von der Sonne kommt sie uns näher, erscheint größer und nimmt zur maximalen östlichen Elongation die Form einer abnehmenden „Halbvenus“ an. Während die Venus weiter der unteren Konjunktion zustrebt, wird ihr Winkelabstand zur Sonne wieder kleiner, sie erscheint als schmaler werdende Sichel und erreicht in der unteren Konjunktion ihren größten scheinbaren Durchmesser von etwa 60″. Die scheinbare Helligkeit der Venus hängt von ihrem scheinbaren Durchmesser und ihrer Phase ab. Die größte Helligkeit (größter Glanz) von etwa −4,3^m erreicht sie etwa 35 Tage vor und nach der unteren Konjunktion, wenn von der Erde aus etwa 30 Prozent der von der Sonne beschienenen Oberfläche zu sehen sind. Bei geringerem Winkelabstand zur Sonne kann, durch die Brechung und Streuung des Sonnenlichts in den dichteren Schichten ihrer Atmosphäre, an der leuchtenden Sichel eine starke Verlängerung der Spitzen beobachtet werden, das so genannte „Übergreifen der Hörnerspitzen“. Die Venussichel umfasst nahe der unteren Konjunktion also einen Bogen von weit über 180°, obwohl eine beleuchtete Kugel nur einen Sichelbogen von exakt 180° zeigen dürfte. Die ständig geschlossene Wolkendecke der Venus verwehrt dem Auge zwar jeden Einblick, verstärkt aber stets ihr Leuchten. Kurz vor der unteren Konjunktion schließt sich der Sichelbogen sogar vollständig zu einem Kreis. Dieser Effekt ist allerdings wegen der großen Sonnennähe nur schwer zu beobachten.

Der synodische Sichtbarkeitszyklus der Venus wiederholt sich gemäß der pentagrammartigen Verteilung der Konjunktionspunkte auf ihrer Bahn fünf Mal hintereinander vor jeweils verschiedenem Sternenhintergrund. Je nach der Position in der Ekliptik sind zwei von jeweils fünf Morgen- und Abendsichtbarkeiten deutlich auffallender. Dieser gesamte Sternenzyklus wiederholt sich wiederum fast auf den Tag genau alle acht Jahre.

Sichtbarkeiten

Östliche Elongation bietet Abendsichtbarkeit, westliche Elongation Morgensichtbarkeit.

Erdnähen 

Von allen Umlaufbahnen unter den Planeten des Sonnensystems ist der Abstand zwischen denen der Venus und der Erde am geringsten. Am nächsten kommen sich die beiden Planeten, wenn sich die Venus zur unteren Konjunktion möglichst im Aphel und die Erde möglichst im Perihel befindet. Die größte Erdnähe seit dem Jahr 1800 wurde am 16. Dezember 1850 mit 0,26413854 AE bzw. 39.514.827 Kilometern erreicht. Erst am 16. Dezember 2101 wird die Venus der Erde mit einem Abstand von 0,26431736 AE bzw. 39.541.578 Kilometern fast so nahe kommen wie damals (siehe auch: Apsidendrehung).

Venustransit 

Venustransit am 6. Dezember 1882. Dieses Foto der amerikanischen Transit-Expedition ist wahrscheinlich eine der ältesten Fotografien der Venus.

Venustransit am 8. Juni 2004

Trifft die untere Konjunktion mit dem Knotenpunkt der Venusbahn (einem Schnittpunkt mit der Ekliptik) zusammen, steht die Venus genau vor der Sonnenscheibe und es kommt zu einem Durchgang (Transit). Der letzte Venusdurchgang ereignete sich am 6. Juni 2012 und war in Mitteleuropa in seiner Endphase zu beobachten, der vorletzte am 8. Juni 2004 war in Europa in voller Länge zu sehen. Weitere Venusdurchgänge (nach dem gregorianischen Kalender):

• 5. Juni 1518
• 2. Juni 1526
• 7. Dezember 1631 (von Johannes Kepler vorausberechnet, in Europa nicht sichtbar)
• 4. Dezember 1639 (von Jeremiah Horrocks berechnet und beobachtet)
• 6. Juni 1761 (weltweit koordinierte Beobachtungsexpeditionen)
• 3. Juni 1769
• 9. Dezember 1874
• 6. Dezember 1882
• 8. Juni 2004
• 6. Juni 2012
• 11. Dezember 2117
• 8. Dezember 2125
• 11. Juni 2247
• 9. Juni 2255

Durchgänge der Venus finden immer abwechselnd im Juni oder im Dezember statt, weil zu diesen Zeiten die Erde die Knoten der Venusbahn passiert. Der Zyklus der Transits beträgt 243 Jahre, dabei finden vier Durchgänge mit den Abständen von 8 Jahren, von 121,5 Jahren, wieder von 8 und dann nach 105,5 Jahren statt. Durch die Beobachtung eines Venustransits von verschiedenen Positionen auf der Erde kann man mit der Messung der Horizontalparallaxe die Entfernung Erde-Sonne (die Astronomische Einheit) bestimmen.