Auf ihrer ziemlich kreisförmigen Bahn liegen die Sonnenabstände zwischen 107,5 und 108,9 Millionen Kilometern. Die Venus benötigt für einen Umlauf um die Sonne 224,70 Tage und für eine Rotation um die eigene Achse sage und schreibe 243,01 Tage. Somit ist die Rotationsdauer bedeutend höher als die Umlaufzeit.

Egal zu welcher Zeit die Venus am Himmel steht sie ist nach Sonne und Mond das hellste natürliche Objekt und somit auch am Tage mit bloßem Auge sichtbar. Da die Umlaufbahn von Venus innerhalb der Erdumlaufbahn liegt, kann sie am Himmel nie weiter als 47° von der Sonne entfernt stehen. Aus diesem Grund ist Venus entweder abends am Westhimmel oder morgens am Osthimmel zu sehen. Sie wird häufig auch als Morgenstern oder Abendstern bezeichnet. Eine weitere Folge der Lage innerhalb der Erdumlaufbahn sind die Phasen, die Venus, gleich dem Mond, durchläuft. Zum Zeitpunkt ihrer größten Helligkeit und Erdnähe ist die Sichelgestalt schon in einem kleinen Teleskop zu sehen. Wegen ihrer Erdnähe wächst ihr Abstand zur Ekliptik auf fast 9° an wodurch bessere Beobachtungen als bei Merkur möglich sind.

Wie die Erde wird Venus von einer Atmosphäre umgeben, die so dicht ist, dass man selbst mit den größten Teleskopen nicht in der Lage ist Oberflächenstrukturen zu erkennen. Die Oberfläche der Venus ist ständig von dichten, stark reflektierenden Wolken bedeckt, die im sichtbaren Licht nur wenig Strukturen zeigen, im ultravioletten Licht aber eine Bandstruktur aufweisen, einschließlich einer charakteristischen Y-förmigen Struktur. Diese Wolken bestehen aus Schwefelsäure-Tröpfchen, die durch die Einwirkung des Sonnenlichts auf in der Atmosphäre vorhandenem Kohlendioxid, Schwefelverbindungen und Wasserdampf gebildet werden. Die Atmosphäre besteht überwiegend aus Kohlendioxid. Lange Zeit galt sie als unser innerer Zwilling – hervorgerufen durch ihren Durchmesser von 12104 km - ; diese Annahme stütze sich lediglich auf Spekulationen und Vermutungen, da der Blick auf die Planetenoberfläche durch die dichte Wolkendecke versperrt ist.

Bereits im Dezember 1962 bestätigte die Raumsonde MARINER 2 Venus eine Atmosphäre die zu mehr als 95% aus Kohlendioxid besteht und eine Oberflächentemperatur von rund 475° Celsius. Die Wolkenobergrenze liegt bei etwa 70 Kilometern in der Windgeschwindigkeiten von etwa 400 Stundenkilometern herrschen. Da sie zwischen Erde und Sonne kreist zieht die Venus wie Merkur auch vor der Sonne vorüber. Diese Venusdurchgänge sind recht selten und finden etwa 16 mal in einem Jahrtausend statt. Die beiden letzten waren 1874 und 1882 zu beobachten, die beiden darauf folgenden werden erst in den Jahren 2004 und 2012 stattfinden.

Der Druck an der Oberfläche ist 100mal höher als auf der Erde.

Die Venus war in den 70er und 80er Jahren das Ziel zahlreicher sowjetischer und amerikanischer Raumsonden, namentlich der sowjetischen Venera- und Vega-Programme und der amerikanischen Pioneer Venus-Sonden. Die extremen Temperaturen und Drucke stellen erhebliche Schwierigkeiten dar, und viele der Raumsonden wurden entweder schon bevor sie Daten übermittelt hatten bzw. nach relativ kurzer Zeit zerstört. Dennoch war es möglich, die chemische Zusammensetzung einiger Gesteinsproben zu bestimmen und Panoramaaufnahmen der unmittelbaren Umgebung der Landestellen zu übermitteln, die eine wüste Felsenlandschaft zeigen. Die ersten Radarkarten, die von Raumsonden auf einer Umlaufbahn um Venus angefertigt wurden, zeigten, daß der überwiegende Teil der Oberfläche aus ausgedehnten Ebenen mit mehreren großen Plateaus, die Höhen von einigen Kilometern erreichen, besteht. Die beiden größten Hochebenen sind Ishtar Terra auf der nördlichen Halbkugel und Aphrodite Terra in der Äquatorregion. Die Maxwell Montes mit einer Höhe von 11 Kilometer über dem mittleren Niveau der Planetenoberfläche sind die höchste Erhebung. 1990 trat die US-Raumsonde Magellan in eineUmlaufbahn um Venus ein und startete ein Programm zur Kartierung der Oberfläche, durch die Verwendung hochentwickelter Radartechnik mit einer wesentlich besseren Auflösung als bis dahin möglich. Zahlreiche Hinweise sowohl auf Einschlagstrukturen als auch auf Vulkanismus in der jüngeren Vergangenheit wurden gefunden. Im Vergleich zum Sonnensystems ist die Venusoberfläche jung: Der älteste Krater entstand vor 800 Millionen Jahren. Dennoch wurde kein Hinweis auf noch aktiven Vulkanismus gefunden. Durch die dichte Atmosphäre und hohe Oberflächentemperatur unterscheidet sich die Form der Einschlagkrater erheblich von denen anderer Planeten und Monde. Kleine Meteoriten verglühen vollständig beim Eintritt in die Atmosphäre, so daß es keine kleinen Krater gibt. Das beim Aufprall eines großen Meteoriten ausgeworfene Material fliegt nicht weit und ist um den Krater in aufgeschmolzener Form verstreut. Eine große Anzahl vulkanischer Strukturen konnte identifiziert werden: Lavaströme, kleine Dome mit 2 bis 3 Kilometern Durchmesser, große Vulkankegel mit Hunderten von Kilometern Durchmesser, Coronae und sog. Arachnoiden. Die Coronae der Venus sind runde oder ovale vulkanische Strukturen, die von Gebirgskämmen, Rillen und radialen Linien umgeben sind. Sie erscheinen wie eingestürzte Vulkane und unterscheiden sich von allem, was man bisher auf anderen Planeten und Monden gesehen hat. Die Arachnoiden, die diesen Namen aufgrund ihres spinnenähnlichen Aussehens bekommen haben, haben die gleiche Form wie die Coronae, sind aber kleiner. Nach einer anderen Theorie sind die Arachnoiden Vorläufer der Coronae. Die hellen, sich nach außen über viele Kilometer ausdehnenden hellen Linien deuten auf Formationen hin, die möglicherweise entstanden sind, als Magma vom Inneren des Planeten aufstieg und ein Aufbrechen der Oberfläche verursachte.

Claus Münch

Datenblatt:
Äquatorradius Polradius Mittlere Dichte Rotationsdauer Äquatorneigung gegen Bahnebene Umlaufzeit Mittlere Bahngeschwindigkeit Bahnneigung gegen Ekliptik Kleinster Sonnenabstand Größter Sonnenabstand Bahnexzentrizität		6051 km 6051 km 5,25 t/m3 243,01 Tage 177,40° Grad 224,70 Tage 35,03 km/s 3,39° Grad 107,4 Mio. km 109,0 Mio. km 0,01