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Die Astronomie-Seiten von Mario Weigand

Beobachtung der Venus

Venus ist während ihrer Sichtbarkeitsphasen das bei weitem hellste sternförmige Objekt am Himmel. Aus diesem Grund ist sie nicht selten die Ursache für zahlreiche UFO-Meldungen.

Im Teleskop erscheint sie als weiße, strukturlose Scheibe mit Phasengestalt. Sie ist komplett in Wolken gehüllt, die den Blick auf ihre Oberfläche verhindern.

Venus kommt von allen Planeten der Erdbahn am nächsten und besitzt fast die gleiche Größe wie die Erde. Da die Bahn der Venus innerhalb der Erdbahn liegt, erreicht sie nie einen größeren Winkelabstand zur Sonne, als ungefähr 47°. Das bedeutet, dass sie spätestens 4 Stunden nach der Sonne am Horizont untergeht bzw. frühestens 4 Stunden vor der Sonne aufgeht.

Venus' Elongationen

Erreicht die Venus den größten Winkelabstand zur Sonne, so spricht man von einer größten Elongation. Genauer: handelt es sich dabei um eine Abendsichtbarkeit, dann steht sie östlich der Sonne und es heißt größte östliche Elongation. Analog spricht man während einer Morgensichtbarkeit von der größten westlichen Elongation. Venus wird dann auch Morgen- bzw. Abendstern genannt.

Je nach Jahreszeit steht die Ekliptik, also die Bahnebene der Erde, während der Morgen- oder Abenddämmerung mehr oder weniger steil am Horizont. Ist sie flach – wie in der unteren Grafik links abgebildet – befindet sich Venus auch während einer größten Elongation tief am Horizont. Steht sie dagegen sehr steil, wie auf der rechten Seite der Abbildung dargestellt, erreicht Venus eine größere Höhe.


Die Grafik zeigt links eine ungünstige Elongation und rechts eine gute.

Die Venusbahn

Die Bahn der Venus hat unter allen Planeten die geringste Exzentrizität mit e=0,0068 (numerische Exzentrizität). Aus dem mittleren Sonnenabstand mit 0,723 AE resultiert, dass die mittlere Entfernung zwischen Erde und Venus bei einer unteren Konjunktion nur etwa 41 Mio. km beträgt. Venus ist somit der nächste Nachbar der Erde und erreicht bei großer Annäherung den größten scheinbaren Durchmesser von allen Planeten. Er beträgt dann bis zu 64 Bogensekunden und übertrifft damit auch Jupiter!


Nahe einer unteren Konjunktion beobachtet man daher immer eine große sichelförmige Venus. Eine Vollvenus ist dagegen immer im Bereich einer oberen Konjunktion zu sehen und daher mit nur ca. 10 Bogensekunden immer recht klein.

Trotz der geringen Neigung der Venusbahn gegen die Ekliptik von nur 3,4° sind Vorbeiläufe vor der Sonne, sog. Transite, sehr selten. Denn der geringe Abstand zwischen unserem Planeten und der Venus führt dazu, dass letztere – wenn sie sich zwischen Erde und Sonne befindet – von einem irdischen Beobachter aus gesehen bis zu 9° ober- oder unterhalb der Sonnescheibe vorbeiwandern kann. Dies ermöglicht in manchen Fällen die Beobachtung während einer unteren Konjunktion – wenn auch nur unter schwierigen Bedingungen. Bei einer oberen Konjunktion ist der Abstand mit maximal 1,5° allerdings zu gering für die Beobachtung.

Die Venusphasen

Die Phasen der Venus.
Venus zeigt wie schon erwähnt Phasengestalten, ähnlich der des Mondes oder auch des Merkur. Galileo Galilei war der Erste, der dies mit einem Teleskop beobachtet hat. Übrigens war dies damals für ihn der Beweis, dass die Venus um die Sonne kreist und nicht um die Erde.

Schaut man sich die Phasengestalt der Venus genauer an, wird man aber feststellen, dass der Terminator nicht so hart erscheint wie beim Mond, oder bei Merkur. Es handelt sich um einen Dämmerungseffekt in der Venusatmosphäre, der auch für die sogenannten Venushörner verantwortlich ist – auch Schröter-Effekt genannt. Der Effekt ist schon für Amateure mit kleinem Teleskop leicht zu beobachten. Bei einer größten Elongation nimmt die Venusscheibe die Form einer Halbvenus an. Dieses Erscheinungsbild wird auch Dichotomie genannt; dazu kommt es 72 Tage vor und nach der unteren Konjunktion. Zwischen der Dichotomie und der unteren Konjunktion lässt sich der Schröter-Effekt gut beobachten.

Nähert sich die Venus nach der Dichotomie weiter der Erde nimmt ihre Phase stetig ab – man sieht also immer weniger von der beleuchteten Seite. Gleichzeitig wächst aber auch ihr scheinbarer Durchmesser, wodurch die scheinbare Helligkeit zunächst trotzdem steigt. Sie erreicht ca. 35 Tage vor beziehungsweise nach der unteren Konjunktion eine maximale Helligkeit von etwa -4,5 mag. Dieser Zeitpunkt wird als der größte Glanz bezeichnet, die Phase ist dabei ungefähr 27,5% (Phasenwinkel φ=48°). Zum Vergleich: der hellste Stern am Firmament ist Sirius mit einer Helligkeit von -1,4 mag!

In den Tagen kurz vor, beziehungsweise nach der unteren Konjunktion kann an den Enden der Sichel eine starke Verlängerung der Spitzen beobachtet werden – das so genannte Übergreifen der Hörnerspitzen. Bei einer festen Kugel umfasst der Sichelbogen immer exakt 180°. Durch die Lichtstreuung in der Venusatmosphäre werden die Spitzen der Sichel jedoch deutlich verlängert. Ein Teil des Sonnenlichts wird ein Stück weit auf die Nachtseite des Planeten gestreut. Kurz vor der Konjunktion wird daraus sogar ein voller Ring, der jedoch aufgrund der Sonnennähe schwer zu beobachten ist.

Die Venusphasen

Die Phasen sind bereits in einem kleinen Teleskop gut zu sehen, ebenso der Schröter-Effekt. Nahe der unteren Konjunktion ist die Venussichel sogar gut in einem Fernglas zu erkennen. Die Wolkendecke der Venus sorgt für einen praktisch völlig strukturlosen Anblick. Dennoch gibt es ganz schwache Helligkeitsunterschiede. Sehr geübten Planetenbeobachtern sind entsprechende Beobachtungen von Albedo-Details auch schon gelungen. Problematisch ist die enorme Helligkeit. Der Beobachter wird geblendet und das Erkennen solcher Details wird unmöglich.

Angenehmer ist daher eine Beobachtung am Taghimmel, wenn der Kontrast nicht so hart ist. Zudem kann Venus tagsüber in viel größerer Höhe beobachtet werden, wo häufiger gutes Seeing zu erwarten ist. Darüber hinaus ist die atmosphärische Refraktion nicht so störend. Man muss allerdings darauf achten, dass die Geräte nicht durch die Sonne aufgeheizt werden – das macht eine sinnvolle Beobachtung schnell zunichte.

Weiß man genau, wo Venus sich am Himmel befindet, kann sie übrigens – klaren Himmel vorausgesetzt – sogar mit bloßem Auge gesehen werden! Jedoch ist es nicht einfach, sie im endlosen Blau des Himmels zu finden.

Das Aufsuchen eines Planeten am Taghimmel ist nicht ganz einfach, es sei denn, man verfügt über ein eingestelltes GOTO-System. Ansonsten ist es möglich, Venus über aktuelle Koordinaten zu finden, indem man die Teilkreise einer justierten äquatorialen Montierung nutzt. Bei einer Morgensichtbarkeit kann man auch die Venus vor Sonnenaufgang einstellen und dann warten, bis sie eine geeignete Höhe erreicht hat.

Bei der visuellen Beobachtung ist es sinnvoll mit Farbfiltern zur Kontraststeigerung zu arbeiten. Die folgenden Filter haben sich als nützlich erwiesen:

Um jedoch effektiv Beobachtungen der Wolkenstrukturen zu machen, empfiehlt es sich zur CCD-Fotografie zu greifen. Denn im nahen UV werden mit einer CCD-Kamera Details gut sichtbar, die für unser Auge völlig unsichtbar sind. Zur CCD-Beobachtung der Venus im nahen UV gibt es hier ein paar Infos.

Weiterhin ist es auch möglich mit der CCD-Technik die dunkle Seite der Venus sichtbar zu machen. Verwendet man einen 1000-nm-Filter (Infrarot), kann man eine schwache Emission von der Nachtseite feststellen. Dazu darf die Venusphase nicht zu voll sein, da sonst die dunkle Seite überstrahlt wird. Gleichzeitig sollte die Venus aber auch nicht zu nahe an der Sonne stehen, da bei 10 bis 15 Sekunden Belichtungszeit der Himmel nicht zu hell sein darf!

Zum Schluss eine Zusammenfassung der beobachtbaren Merkmale:

visuell weitere Möglichkeiten durch CCD-Fotografie

[Artikel vom 04.12.2006]