Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

Oberfläche
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Inneres Sonnensystem
Die ersten Informationen über die Struktur der Venusoberfläche erhielt man in den fünfziger und
sechziger Jahren mit Hilfe der Radar-Echo-Methode von der Erde aus. Zum Einsatz kam dafür das
305-m Radioteleskop in Arecibo und die Parabolantennen von Goldstone in Kalifornien. Untersucht
wurden die großräumigen Reflexionseigenschaften der Oberflächengesteine im Zentimeterwellenbereich.
Außerdem wurde versucht, mit Hilfe von interferometrischen Messungen Informationen über
die Höhe der Strukturen zu erhalten. Elektromagnetische Wellen zwischen 3 und 30 Zentimeter haben
die Eigenschaft, daß sie die dichte Venusatmosphäre ungehindert durchdringen können. Aus der in
Richtung Erde reflektierten und von den Radioteleskopen wieder aufgefangenen Strahlung läßt sich
nach einer aufwendigen Bearbeitung ein Bild von den unter den dichten Wolken verborgenen
Oberflächendetails erhalten.
Es zeigte sich, daß es einige Gebiete auf der Venus gibt, welche die Radarstrahlung besonders gut
reflektieren. Sie erscheinen auf den Radarkarten hell und konnten mit Hochebenen oder Gebirgen
identifiziert werden. Man hatte damals schon die auffälligsten Gebiete mit den ersten Buchstaben des
griechischen Alphabets bezeichnet: Alpha-Regio und Beta-Regio. Dazu kommt noch ein ausgedehntes
Gebirgsmassiv, das den Namen „Maxwell-Montes“ erhalten hat und sich um über 10 Kilometer über
das mittlere Niveau erhebt. Seit der vollständigen Kartierung des Planeten durch Magellan (USA) hat
sich eine einheitliche Nomenklatur für die einzelnen „geologischen“ Landschaftsformen durchgesetzt.
Erwähnenswert ist, daß (fast, denn JAMES CLERK MAXWELL war – ein Mann) alle Bezeichnungen mit
weiblichen Götternamen oder Namen berühmter oder bekannter Frauen aller ethnischer Gruppen und
Völker verbunden sind. Eine Konvention, die der Venus wahrlich gut zu Gesicht steht.
Das erste vollständige Bild der Venusoberfläche wurde bei der Vor-Ort-Erkundung mit
Radarmethoden erarbeitet. Begonnen hatten die Arbeiten mit den sowjetischen Sonden Venera 15 und
Venera 16, die in den Jahren 1983 und 1984 die Venus erreichten. Eine anfängliche Überraschung war
die Entdeckung von vulkanischen aber auch einer Vielzahl von eindeutig meteoritischen Kratern.
Letztere hatte man wegen der dichten Atmosphäre eigentlich in der vorgefundenen Häufigkeit nicht
erwartet. Besonders auch deshalb, weil auf der Erde Meteorkrater sehr selten sind, da sie in geologisch
kurzer Zeit durch Erosionsprozesse wieder verschwinden. Auf der glühendheißen Venus scheint das
nicht der Fall zu sein.
Der nächste Höhepunkt in der Fernerkundung der Venus war die nach einem berühmten
portugiesischen Seefahrer benannte Planetensonde Magellan, die am 10. August 1990 die Venus
erreichte und an diesem Tag ihre vierjährige Mission begann. Sie war mit einem sogenannten
Seitensichtradar (SAR- Synthetic Aperture Radar) ausgestattet, welches bei einer Frequenz von 2.385
GHz arbeitete. Mit Hilfe dieses Instrumentes konnte innerhalb von zwei Meßkampagnen 98% der
Planetenoberfläche mit einer Auflösung von ungefähr 100 Meter pro Bildpunkt kartiert werden. Das
Ergebnis sind Bilder von der Oberfläche, die kaum mehr von normalen Fotos zu unterscheiden sind.
Außerdem ließen sich über Laufzeitmessungen Höhenprofile erstellen, aus denen später mit Hilfe von
Computern realistische 3D-Darstellungen der Venuslandschaft berechnet werden konnten.
Der größte Teil der Venusoberfläche besteht aus ausgedehnten Ebenen (70%), aus denen mehrere
große Plateaus (10%) herausragen sowie aus bis zu 2 Kilometer tiefen Einsenkungen (20%). Die
beiden größten Plateaus sind Ishtar Terra (nördliche Halbkugel) und Aphrodite Terra (Äquatorregion).