Venus

Venus is vanaf de zon gezien de tweede planeet van het zonnestelsel. De planeet is vernoemd naar Venus, de Romeinse godin van de liefde. Vanaf Aarde gezien is Venus op de zon en de maan na het helderste object aan de hemel. Vanwege het feit dat Venus net als Mercurius een binnenplaneet is en daarom vanaf de aarde gezien altijd betrekkelijk dicht bij de zon staat, is Venus alleen zichtbaar gedurende een half tot 4 uur na zonsondergang of vóór zonsopkomst (afhankelijk van de elongatie van de planeet). Daarom wordt Venus ook wel de avondster of morgenster genoemd. In oude tijden werden deze twee verschijningen soms als afzonderlijke objecten geïnterpreteerd: Lucifer de morgenster en Hesperus de avondster.

Venus is een terrestrische planeet en ze heeft ongeveer dezelfde grootte, massa en samenstelling als de Aarde. Venus heeft de dichtste atmosfeer van alle lichamen in het zonnestelsel. Die atmosfeer bestaat voornamelijk uit koolstofdioxide. Een dikke laag wolken van zwavelzuur omringt de planeet, zodat het oppervlak vanuit de ruimte niet te zien is. De dikke atmosfeer vormt een sterk isolerende laag die voor een extreem sterk broeikaseffect zorgt. Vanwege de hoge temperatuur aan het oppervlak is er op Venus geen vloeibaar water mogelijk; als dit ooit aanwezig geweest is, is het verdampt en daarna aan de zwaartekracht van de planeet ontsnapt. Venus is een vulkanisch actieve planeet, maar in tegenstelling tot de Aarde komt er geen platentektoniek voor. Venus heeft een zeer zwak magnetisch veld in tegenstelling tot de Aarde.

Venus voltooit elke 224,65 dagen een omloop om de Zon met een gemiddelde snelheid van 35,0 km/s. De excentriciteit van de baan is zeer gering, slechts 0,007, zodat de baan vrijwel een cirkel is. De gemiddelde afstand tot de Zon is 108 miljoen km. Venus is de planeet die het dichtst bij de Aarde kan komen, in benedenconjunctie (de positie in haar baan precies tussen de Aarde en de Zon in) bedraagt haar afstand tot de Aarde ongeveer 41 miljoen km. Venus bereikt die positie elke 584 aarddagen. Het baanvlak heeft een hellingsgraad van 3,39° tegenover het hellingsvlak van de Aarde.

De rotatieperiode van Venus was lange tijd onmeetbaar omdat het wolkendek in zichtbaar licht geen structuur vertoont. Lange tijd werd aangenomen dat Venus ongeveer even snel roteerde als de Aarde, omdat ook haar afmetingen vergelijkbaar zijn met die van de Aarde. Foto’s in ultraviolet licht tonen wolkenpatronen die in gemiddeld vier dagen ronddraaien in de tegengestelde zin van de omwenteling om de Zon (retrograde beweging). Sinds 1964 leveren radarwaarnemingen van het oppervlak een veel tragere, maar eveneens retrograde rotatieperiode van 243 aardse dagen. Van alle planeten in het zonnestelsel is dit de traagste rotatie. Een siderische dag op Venus is zelfs langer dan een Venusjaar, maar vanwege de beweging van de planeet om de Zon duurt een dag op het oppervlak (een synodische dag, de periode tussen twee zonsopkomsten) aanzienlijk korter: 116,75 aardse dagen. Daarmee duurt de synodische dag op Venus korter dan die op Mercurius.

De fases van Venus tijdens haar baan om de Zon. Wanneer de planeet dichter bij de Aarde is, heeft ze een grotere diameter, maar doordat ze dan tussen de Aarde en Zon instaat, is een kleiner deel van haar oppervlak verlicht.
Vanuit het noorden gezien, draait Venus in tegenstelling tot de andere planeten met de klok mee (retrograad) om haar as. De Zon komt daardoor op Venus in het westen op. Hoe Venus aan haar langzame, retrograde rotatie is gekomen, bleef lang een raadsel. Bij vorming uit de zonnenevel moet Venus een snellere prograde rotatie hebben gehad. Uit berekeningen blijkt dat getijdenkrachten op de zware Venusatmosfeer gedurende miljarden jaren de oorspronkelijke rotatie kunnen hebben afgeremd en omgekeerd. Een andere hypothese stelt dat een grote meteorietinslag voor de retrograde rotatie heeft gezorgd.

De periode tussen twee benedenconjuncties met de Aarde komt bijna overeen met vijf synodische Venusdagen. Het kan zijn dat Venus door onderlinge gravitatie een gebonden rotatie met de Aarde heeft.

Venus heeft geen manen, hoewel Cassini in januari 1672 dacht van wel. Het duurde tot 1887 voor het bestaan van de maan Neith weerlegd kon worden. Venus heeft wel een quasisatelliet, de planetoïde 2002 VE68. Volgens sommige modellen van de vorming van het zonnestelsel had Venus waarschijnlijk in het begin ten minste één maan, ontstaan door een grote meteorietinslag. Doordat de rotatie van de planeet later omkeerde zou op deze maan een getijdenveld hebben gewerkt waardoor ze langzaam naar Venus toe bewoog en uiteindelijk op de planeet insloeg.

De fases van Venus door een telescoop. Als de planeet verder weg is, wordt ze voller en kleiner.
Zichtbaarheid vanaf de Aarde
Doordat Venus een binnenplaneet is, een planeet die zich dichter bij de zon bevindt dan de Aarde, is ze aan de hemel altijd in de buurt van de Zon te vinden, om precies te zijn nooit verder dan 47° bij de zon vandaan. Daardoor is Venus alleen ’s avonds na zonsondergang of ’s ochtends voor zonsopkomst te zien. Elke 584 dagen haalt Venus de Aarde vanaf de zon gezien in, waarbij ze aan de andere kant van de zon komt te staan en daardoor van avondster in morgenster verandert.

In tegenstelling tot de andere binnenplaneet, Mercurius, die vaak lastig te vinden is, is Venus vanwege haar grote helderheid vaak het opvallendste object aan de hemel. De schijnbare magnitude van de planeet varieert tussen de −3,8 en −4,6. Daarmee is ze de helderste van alle planeten, twaalf keer helderder dan de helderste ster Sirius en het derde helderste hemellichaam. Hoewel met moeite, is het zelfs mogelijk om Venus overdag te zien. Vanwege de grote helderheid wordt Venus vaak voor een vliegtuig of zelfs een UFO aangezien. In periodes waarin de planeet goed zichtbaar is, stijgt het aantal UFO-meldingen.

Tijdens haar omloopbaan om de zon verandert Venus’ afstand tot de Aarde aanzienlijk en vertoont Venus net als de maan fases. Wanneer de planeet vanaf de Aarde gezien aan de andere kant van de zon staat, is haar verlichte zijde naar de Aarde toe gericht en lijkt ze “vol”, maar haar schijnbare diameter is dan op zijn kleinst. Als ze tussen de zon en de Aarde in staat, is haar donkere zijde naar de Aarde toe gericht maar is haar schijnbare diameter vanaf de Aarde gezien het grootst. Voor een ideaal bolvormig hemellichaam zonder atmosfeer is het zichtbare gedeelte {\displaystyle k}k van de planeetschijf dat verlicht wordt door de zon, gelijk aan

{\displaystyle k={\frac {1+\cos i}{2}}}{\displaystyle k={\frac {1+\cos i}{2}}}
waar {\displaystyle i}i de fasehoek is, dat wil zeggen de hoek van de tweebeen zon-Venus-aarde.

In tegenstelling tot de maan, die tijdens Nieuwe Maan geheel donker is, is van Venus wanneer ze precies tussen de zon en Aarde instaat een ringvormige halo te zien. Dit komt doordat Venus in tegenstelling tot de maan een dichte atmosfeer heeft, waarin door lichtbreking het licht iets verder verspreid wordt dan de verlichte helft van de planeet.

Venusovergang
Het baanvlak van Venus helt licht ten opzichte van de Aarde, zodat wanneer de planeet tijdens een benedenconjunctie (het moment waarop ze tussen de Aarde en de zon door beweegt) ze vanaf Aarde gezien meestal niet voor de zon langs schuift. Wanneer de planeet zich tijdens de conjunctie dicht bij een knoop in haar baan bevindt, vindt een Venusovergang (Venustransit) plaats. Dit is een zeldzaam verschijnsel waarbij Venus als een klein bolletje voor de zon te zien is. Venusovergangen komen paarsgewijs vier keer voor in een vast patroon dat zich elke 243 jaar herhaalt, steeds in de maand juni of december. Tussen de eerste en tweede overgang zit acht jaar. 121,5 jaar later komen de derde en vierde overgang voor, opnieuw met een tussenpauze van acht jaar. Na 105,5 jaar begint de serie opnieuw. De Venusovergang van 8 juni 2004 was de eerste in een serie. De tweede overgang in de serie vond plaats op 6 juni 2012. De derde en vierde overgang vinden plaats op respectievelijk 11 december 2117 en 8 december 2125.