Venus – die Erforschung der Atmosphäre

 


So könnte es aussehen, wenn die ESA-Sonde "Venus Express" in einer Höhe von 250 km über dem Nordpol der Venus fliegt. Das Bild ist ein künstlerisches Komposit aus dem Foto der Sonde und einer Darstellung des riesigen Doppel-Wolkenwirbels, der ähnlich wie am Nordpol auch am Südpol der Venus rotiert. Nachdem die Nordpolregion bereits von früheren Missionen erforscht wurde, widmet sich "Venus Express" vornehmlich der Südpolregion.
Foto: ESA - AOES Medialab

 

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"Venus Express" tanzt in den Tod

Im Dezember 2014 ist nun doch Schluss mit der Mission, der Sonde "Venus Express" geht der Treibstoff aus. Aber Wissenschaftler und Operation Manager in Darmstadt setzten im Mai 2014 zu einer letzten großen Aerobreaking-Kampagne an (weitere Aerobreakings siehe unten auf dieser Seite). Im Zuge eines normalen Orbit Trim Manövers ließ man die Sonde allmählich auf eine Periapsis-Höhe von 135 bis 131 km absinken und gab ihr mittels Triebwerkzündung noch einen zusätzlichen Schubs, damit sie auf weniger als 130 km Höhe kam. "Venus Express" tauchte damit innerhalb eines Monats so tief wie nie zuvor. Der Atmosphärenzug war deutlich messbar, die Umlaufbahn verkürzte sich um mehr als eine Stunde, während die Geschwindigkeit in den verschieden dichten Atmosphärenschichten immer mal abgebremst wurde - dabei spielten auch Unterschiede zwischen Tag- und Nachtseite der Venus eine Rolle. Die Messungen ergaben abenteuerliche Dichtevarianten: Zwischen 165 km und 130 km Höhe nahm die Atmosphärendichte um rund 1000 Prozent zu und damit auch der Stress für die Sonde, die normalerweise in etwa 24 Stunden rund um den Planeten sauste und sich dabei bis auf 66.000 km entfernte, so dass die "Tauchversuche" immer nur 100 Sekunden lang waren. Die kurze Zeit genügte aber, um den Temperatur-Sensor auf den Sonnensegeln manchmal auf mehr als 100 Grad C ansteigen zu lassen. Die Erfahrungen, die dabei gewonnen wurden, können auch der Entwicklung zukünftiger Missionen zugute kommen, vor allem der ESA-Mission ExoMars (geplanter Start 2016/2018).

 

Innerhalb von zwei Wochen im Juli 2014 wurde die Sonde im Perizentrum allmählich auf 460 km Höhe angehoben (Apozentrum 63.000 km, neue Orbitphase 22 Stunden, 24 Minuten). Von da an wird sie nun ihrem Schicksal überlassen und sinkt allmählich von allein nach unten, um in der Höllenhitze zu verglühen. Offenbar hat der Treibstoff gereicht, um alle Manöver erfolgreich durchzuführen - selbst aus der langsamen Sinkphase sollen die Instrumente noch Daten sammeln, so lange es geht. 

 

Update 03-08-2014 hey

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 Und noch mehr Venus:

Venus Express - Mission und Instrumente

Venus Express - Orbit Insertion

Venus-Forschung und kein Ende

Venus Transit 2004

 

27-04-2011

 

Eine endlose Geschichte von Glut, Gas und Stürmen

Die ESA-Mission „Venus Express“ erforscht seit 2006 die Atmosphäre unseres Schwesterplaneten und macht weiter bis 2014

 

Von Christel Heybrock

 

Höchstens ein Zipfel vom Schleier der Göttin ist gelüpft: der schöne helle Lichtpunkt am Abend- oder Morgenhimmel der Erde ist nicht nur eine Gluthölle mit rund 480° C Oberflächentemperatur (was schon lange bekannt war), sondern auch der einzige Felsplanet im Sonnensystem mit einer derart turbulenten Atmosphäre. Zwar kennen wir auch auf der Erde alle möglichen Stürme und polare Wirbelsysteme – aber was drüben in Sonnennähe bei unserem Schwesterplaneten los ist, der fast die gleiche Größe und Masse hat wie die Erde, das spottet jeder Beschreibung.

 

Die ESA-Sonde „Venus Express“, wahrlich nicht die erste Raumsonde, die den Planeten untersucht, ist seit genau dem 11. April 2006 im Venus-Orbit, um sich vor allem der Atmosphäre zu widmen. Denn für das Verständnis der extremen Verhältnisse vor Ort scheint die Physik der Atmosphäre der Schlüssel zu sein. Und so sammeln die Instrumente Daten über Daten, rund 250 internationale Wissenschaftler haben bisher darüber gebrütet und sie in einer Vielzahl von Einzeluntersuchungen ausgewertet, aber ein zusammenfassendes, schlüssiges Bild von glühendem Gestein am Boden und dem Dahinfegen von Schwefelsäurewolken am Himmel hat sich bisher nicht ergeben. Also heißt die Devise: Weitermachen – zumal die Sonde trotz eines klemmenden Scanner-Spiegels an einem der Instrumente und trotz der widrigen Verhältnisse ja gut in Schuss ist. Bis mindestens 2014 wurde die Mission inzwischen verlängert.

 

„Venus Express“ fliegt in einer sehr exzentrischen Bahn über die Pole: Im Apozentrum ist sie 66.000 km entfernt, im Perizentrum nur 250 km. Da die Atmosphärenwirbel überm Nordpol bereits leidlich bekannt sind, liegt das weit entfernte Apozentrum überm bislang fast unerforschten Südpol. Das klingt paradox, ist es aber nicht, denn aus der relativen Nähe von 250 km lassen sich nur Details, aber nicht die Großstruktur eines Polarwirbels erfassen. Natürlich sind die Polregionen eines Planeten immer besonders interessant für die Forschung, doch eigentlich hätte ab 2010 eine japanische Mission über dem Venus-Äquator die polfliegenden Europäer ergänzen sollen: Die Sonde Akatsuki ist aber just beim Einschwenken in den Venus-Orbit gescheitert und saust nun eine ganze Weile um die Sonne herum. Das komplizierte Manöver der Orbit Insertion glückt eben nicht immer, und in diesem Fall kam das so:

 

Akatsuki büxt aus

 

Akatsuki hatte nach einem halben Jahr Anflug ihr Zielgebiet am 6. Dezember 2010 erreicht und sollte in einer Höhe von 550 km über der Venus durch ein 12-minütiges Triebwerkzünden so weit abgebremst werden, dass die Venus-Gravitation die Sonde erwischt und in einen Umlauf gezwungen hätte: Die Fluggeschwindigkeit musste von 37 km/sec auf 35 km/sec herunter gehen. Drei weitere Bremsmanöver in den Folgetagen hätten dann die korrekte Orbithöhe hergestellt. Das Triebwerk zündete auch ... aber nicht lange genug, statt 12 Minuten nur zweieinhalb. Die Bodenstation war nicht imstande, das momentan festzustellen oder gar einzugreifen, denn – Alptraum aller für die Steuerung zuständigen Experten – Akatsuki befand sich just im kritischen Moment im Funkschatten hinter der Venus und war nicht erreichbar. Im Kontrollzentrum auf der Erde zittert eine ganze Mannschaft in solchen Fällen, bis der mit teuren Instrumenten bestückte Satellit sich wieder meldet. Bei Akatsuki konnte erst nach über einer Stunde der Kontakt wieder hergestellt werden, und es zeigte sich, dass die Sonde sich abgeschaltet und in den Sicherheitsmodus gesetzt hatte. Die Japaner riefen die NASA zu Hilfe, die mit ihrem Deep Space Network am 8. Dezember schließlich feststellte, dass Akatsuki ins All davonflog statt um die Venus herum.

 


Es hätte ja so schön sein können: die japanische Sonde Akatsuki im Orbit um die Venus. Aber, ach, die Sonde entwischte der Venus-Gravitation und fliegt nun erstmal ein paar Jahre um die Sonne, bevor die japanische Weltraumagentur JAXA das Einschwenken in die Umlaufbahn noch mal versuchen kann.
Foto: JAXA/ Akihiro Ikeshita

 

Was genau im verhängnisvollen Funkschatten passiert war, bleibt womöglich immer ein Rätsel, aber die Sonde scheint ins Trudeln geraten zu sein, hatte zu rotieren begonnen und die Automatik abgeschaltet. Vielleicht war sie mit einem unbekannten Objekt kollidiert, oder aber (nicht neu für die japanische Weltraumagentur JAXA) es hatte ein Problem mit einer der neu konstruierten Keramikdüsen gegeben. Die JAXA gewann zwischenzeitlich der missglückten Orbit Insertion erstaunlich positive Seiten ab. Durch die verkürzte Triebwerkzündung habe die Sonde schließlich Energie gespart. (Es stellte sich bald heraus, dass im Gegenteil 60% des Treibstoffs dabei verloren gingen.) Bei ihrem gegenwärtigen Rundflug um die Sonne könne Akatsuki gar ordentlich die Batterien aufladen, so dass die Mission nach sechs Jahren, wenn die Sonde wieder vorbeischaut, womöglich besser gelänge als beim ersten Versuch. (Falls auf dem ungeplanten Ausflug nicht ein neues Missgeschick passiert oder die Instrumente Strahlenschäden erleiden.) Im Januar 2011 verkündete die JAXA, der sechsjährige Sonnenflug könne tatsächlich auf fünf Jahre verkürzt werden, indem das Bremsmanöver für den Venus-Orbit früher eingeleitet würde. Eigentlich würde die Sonde 11 Sonnen-Orbits machen, während Venus 10 absolviert. Kann man Akatsuki vorher verlangsamen, könnte Venus sie bereits nach 8 Orbits einfangen. Allerdings: sollte das Problem in einer fehlerhaften Düse bestehen, ist die Mission dann doch endgültig gescheitert.

 

Ist sie das nicht, kann sie auch nach 2015 oder 2016 noch eine wertvolle Ergänzung zu anderen Venus-Missionen darstellen. Die ESA denkt bereits über eine „Venus Express“-Verlängerung über 2014 hinaus nach, vielleicht bis 2017/2018, und die NASA arbeitet an einem Lander, der 2016 starten könnte (SAGE). Denn die Rätsel der Venus sind noch lange nicht gelöst, beispielsweise die Frage, ob der Planet einst mehr Wasser hatte und was damit passierte. Dass es auf dem glühenden Boden kein Wasser geben kann, ist klar, aber die Atmosphäre!

 

Wasser – einst ein ganzer Ozean?

 

In der Atmosphäre gibt es Spuren von Wasserdampf, was einige Wissenschaftler vermuten lässt, der Planet könne in grauer Vorzeit einen ganzen Ozean gehabt haben. Das sei nicht wahrscheinlich, ist John Huw Davies überzeugt, Spezialist für Geodynamik an der Universität Cardiff/Großbritannien. Man müsse sich auch fragen, was die verkehrte Rotation, die extrem dichte Atmosphäre der Venus sowie die Tatsache verursacht habe, dass sie keinen Mond hat – alles zusammen nämlich deute darauf hin, dass Venus bei ihrer Entstehung eine Katastrophe erlebt habe. Davies und sein Kollege Alan Boss vom Carnegie Institut in Washington gehen davon aus, dass es vor Milliarden Jahren in der Frühzeit des Sonnensystems eine Frontalkollision gegeben habe: Zwei Himmelskörper etwa gleicher Größe seien nicht nur schmerzhaft aneinander vorbeigeschrammt (wie es der Erde offenbar passierte, als der Mond von ihr abgespalten wurde), sondern mit voller Wucht aufeinander geknallt. Dabei habe Venus den Stoß zur retrograden Rotation bekommen, die der Bewegung der meisten Himmelskörper im Sonnensystem zuwider läuft, und dabei sei auch das gesamte Wasser verdampft. Bei einer solchen Kollision werden Wassermoleküle natürlich in ihre Bestandteile zerrissen: Wasserstoff entweicht ins All, während der Sauerstoff sich mit Eisen verbindet und in den Kern des Planeten zurück sinkt.

 


Die Erde mit ihren Ozeanen aus dem All? Nein - so könnte Venus aussehen, wenn sie nach einem fantastischen "Terra forming" genügend Wasser hätte, jedenfalls dachte ein findiger Kopf namens Daein Ballard sich dieses Szenario aus. Hat Venus mal so ausgesehen, bevor sie zur Gluthölle wurde? Es ist umstritten ...
Foto:
Wikimedia Commons/ Ittiz

 

„Bei der Theorie hat Davies das Deuterium unter den Teppich gekehrt“, argumentiert dagegen sein Kollege Tobias Owens von der Universität Hawaii. In den oberen Atmosphäreschichten der Venus, so hat die ESA-Mission festgestellt, wird nämlich das sogenannte Schwere Wasser fortschreitend angereichert – und dafür braucht es kein Horrorszenario eines großen Knalls, sondern einfach die aggressive Sonneneinstrahlung. Venus ist nur rund 108 Millionen km von der Sonne entfernt und sie hat im Gegensatz zur Erde kein im Innern sich aufbauendes Magnetfeld, das sie vorm Andrang des Sonnenwinds schützt. Der Aufprall der hochenergetischen Sonnenwindteilchen auf die Venusatmosphäre bricht die Wassermoleküle in elektrisch geladene Atome zu einem Plasma, das dann ins All beschleunigt wird; bei den attackierten H2O-Molekülen entweichen doppelt so viele Wasserstoffatome wie Sauerstoffatome ins All, und zurück bleiben die schwereren Deuterium-Atome: Der Atomkern von normalem Wasserstoff enthält nur ein Proton, das farb- und geruchlose, aber hoch entzündliche Gas Deuterium dagegen hat zusätzlich ein Neutron im Atomkern. Die Tatsache, dass allein die Sonnenstrahlung ganze Teile der Venus-Atmosphäre in Form ionisierter Teilchen aus Wasserstoff, Sauerstoff und Helium wegreißt und dieser Prozess noch andauert, spricht gegen die (von Davies dennoch unbeirrt verfochtene) Kollisionstheorie.

 

Wenn freilich die Venus in ihrer Frühzeit keinen Wasservorrat gehabt hätte, wäre heute auch kein Wasserdampf in der Atmosphäre. Die Vermutung eines Ozeans in grauer Vorzeit wird aus ganz anderen Gründen von der Wissenschaft aufrecht erhalten. Als die Sonde Galileo nämlich 1990 auf ihrem Flug zum Jupiter an der Venus vorbeiflog, dokumentierte sie intensive Infrarotstrahlung. Die alten Daten wurden 2008/2009 noch einmal durchgecheckt, wobei sich Unterschiede zwischen Venus-Hochplateaus und Tiefebenen bezüglich der Wärmestrahlung ergaben: Da handle es sich, frohlockten Exogeologen, um Hinweise auf Granit, ein Gestein, das sich nur unter Wassereinfluss aus Basalt bildet. Während einerseits Eric Chassefière von der Universität Paris-Sud argumentiert, ordentliche Mengen von Wasser habe es nur in der Venusatmosphäre (und nicht am Boden) gegeben, als der Planet nach seiner Entstehung noch geschmolzen war, und der Verlust von Wassermolekülen ins All habe die Oberfläche abgekühlt und ausgehärtet – argumentieren seine Kollegen andererseits, die Hochebenen seien einstige, von Ozeanen umspülte und durch Vulkanismus entstandene Kontinente gewesen. Die höhere Infrarotstrahlung von Hochebenen wie der Phoebe- und Alpha-Regio-Plateaus deute darauf hin – sie wirken auf den Infrarotbildern ähnlich wie die Granitbasen der Kontinente auf der Erde. Das Tiefengestein Granit aber entsteht, wenn Basaltfelsen durch Plattenverschiebungen nach unten gedrückt werden, mit Wasser reagieren und durch Vulkaneruptionen als neues Material wieder an die Oberfläche dringen. Hatte die heute völlig starre Venus einst eine Plattentektonik wie die Erde? „Wenn es Granit auf der Venus gibt, muss es einst auch Wasser und eine Plattentektonik gegeben haben“, sind Nils Müller ( Universität Münster und DLR Berlin) und die Mitautoren einer Studie im Journal of Geophysical Research 2008 überzeugt.

 


Wie verhalten sich Gesteine in der Glut der Venus? Im Planetaren Emissivitätslabor des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) werden Minerale Venus-ähnlichen Temperaturen von 400-500° C ausgesetzt, um ihre Spektralsignaturen unter Extrembedingungen zu erforschen. Erst dann können Wissenschaftler die Minerale auf der Venus mit Sicherheit definieren. Das Foto zeigt Mitarbeiter Alessandro Maturilli bei der Platzierung verschiedener Gesteinsproben in die Versuchsanlage.
Foto: DLR/PEL (M. Koehler)

 

Die Fähigkeit des VIRTIS-Instruments (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer) auf der „Venus Express“-Sonde, in bestimmten Wellenlängen durch die dicke Atmosphärensuppe hindurch bis auf den Boden zu „sehen“ und dessen thermische Strahlung aufzunehmen, wirft aber etliche Fragen auf. Es scheint nämlich nicht so einfach, aus den empfangenen Spektraldaten auch direkt auf die Gesteinsarten zu schließen: Wie verhalten sich denn eigentlich Gesteine, die dauerhaft Temperaturen von fast 500° C ausgesetzt sind? Womöglich ändern einige Minerale in dieser Hölle ihre Reflexion in bestimmten Wellenlängen? Wie viel thermische Strahlung bei einer bestimmten Temperatur abgegeben wird, unterscheidet sich je nach der Gesteinsart und nach der Wellenlänge, in der man „hinguckt“. Wie soll man da Sicherheit bekommen? Es hilft nichts, die Wissenschaftler unter Leitung von Jörn Helbert stellen seit 2007 Laborversuche an, um Referenzwerte für die Interpretation der fleißigen VIRTIS-Daten zu erhalten. Beim DLR (Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt) gibt es zu diesem Zweck das Planetare Emissivitätslabor (PEL), das auch bei der Erforschung des Mars eingesetzt wird. Helbert und seine Kollegen haben beispielsweise Fels- und Staubproben der italienischen Insel Vulcano auf bis zu 500° C erhitzt und im sehr nahen Infrarot bei 1,0 Mikrometer getestet, und zwar in völliger Dunkelheit, um die Störung durch Lichtquellen auszuschließen. Auch die VIRTIS-Beobachtungen, die zur Annahme eines verschwundenen Venus-Ozeans führten, fanden auf der Nachtseite des Planeten statt.

 

Vulkane: unterm Boden strömen Gluten

 

Die VIRTIS-Daten haben aber noch eine andere Bedeutung: Sie regen wieder die Diskussion an, ob es heute aktive Vulkane auf der Venus gibt. Dass sie in der Vergangenheit extrem aktiv waren, ist an der hohen Zahl zum Teil riesiger Vulkane erkennbar, die das Bild der Oberfläche prägen. Bereits die Magellan-Sonde, die von 1990-1994 als Orbiter 98% der Venus mittels Radar kartierte, ließ Hunderte, womöglich Zehntausende von Vulkanen erkennen, die in allen Erscheinungsformen auftreten zwischen Kegeln von wenigen Kilometern Durchmesser bis hin zu gigantischen Schildvulkanen von mehreren Hundert Kilometern Durchmesser. An neun Stellen waren sogar Hot Spots erkennbar oder zumindest zu vermuten.

 

Auch wenn Datensammlungen auf dem jeweils neuesten technischen Stand die besten Erkenntnisse liefern, kommen Wissenschaftler häufig zu verblüffenden Resultaten, indem sie scheinbar längst überholte Daten wieder hervorkramen. So kamen die Planetologin Suzanne Smrekar und Kollegen auf die Idee, Emissionskarten des VIRTIS-Instruments, die 2008 beim DLR-Institut für Planetenerkundung publiziert worden waren, und die alten topografischen Karten der Magellan-Mission übereinander zu legen – und siehe da, die neun Hot Spots gerieten wieder ins Blickfeld. Sue Smrekar ist dem Venus-Vulkanismus schon seit Jahren auf der Spur. Bereits 2002 publizierte sie eine Untersuchung von vier Regionen anhand von Magellan-Daten aus dem Jahr 1994 und kam zu dem Schluss, es könne sich um aktive Vulkanregionen handeln.

 


Die erste Infrarot-Temperaturkarte der Venus-Südhemisphäre mit Zentrierung auf dem Südpol. Die Karte besteht aus über Tausend Einzelaufnahmen des VIRTIS-Instruments auf "Venus Express", aufgenommen zwischen Mai 2006 und Dezember 2007 aus einer Entfernung von 60.000 km. Temperaturen sind in Kelvin angegeben: Rot ist heiß (715 Kelvin = 442° Celsius), Blau ist "kühl" (695 Kelvin = 422° Celsius). Eine solche Karte benutzte Sue Smrekar für die Untersuchung von drei Hot Spots, bei denen sie aktive Vulkane vermutet.
Foto: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Observatoire de Paris-LESIA

 

Inzwischen untersuchte sie mit ihrem Team nun drei der damals neun verheißungsvollen Magellan-Stellen genauer, und die Vermutung verdichtet sich, dass in den Regionen Imdr, Themis und Dione, die sich bis zu 2,5 km über die Ebene erheben, relativ junge Lavaströme aktiv waren. Jedenfalls, so das Team in einem viel beachteten Papier der Wissenschaftszeitschrift “Science“ von 2010, deuten frappierende Unterschiede in der Infrarotstrahlung zwischen den drei Hochplateaus und ihrer Umgebung darauf hin. Smrekar fühlte sich buchstäblich an den aktiven Vulkanismus Hawaiis erinnert. Immerhin ist die thermische Strahlung der Plateaus um bis zu 12 Prozent höher als die des Umlandes, so dass man große unterirdische Magma-Kammern vermuten muss. Bei allen neun Magellan-Hot-Spots sind vermutlich „Mantel-Plumes“ am Werk: Im Venus-Mantel steigen heiße Gesteinspartien nach oben und heben die Krusten-Oberfläche an, so dass Gebiete von jeweils 1400 bis 2700 km Durchmesser entstehen, die 500 bis 1600 m Höhe erreichen. So hat sich das Artemis-Gebiet, eine Kreisstruktur von 2.400 km Durchmesser, wahrscheinlich durch Tiefenbewegungen im Mantel geformt. Bereits die Magellan-Daten belegen Schwerefeld-Anomalien, die auf Massenbewegungen im Untergrund deuten. Nachweise, dass sich in der aktuellen Gegenwart Lavaströme auf der Venus ergießen, hat freilich auch VIRTIS bisher nicht geliefert, aber für Geologen findet der „junge“ Vulkanismus ohnehin in einer Zeit von vor 2,5 Millionen bis vor 250 Jahren statt.

 


Der Vulkan Idunn Mons in der Imdr Region, einer der von Sue Smrekar untersuchten Hot Spots. Das Foto basiert auf Radardaten der NASA-Magellan-Sonde, während die Farbkodierung auf das VIRTIS-Instrument von "Venus Express" zurückgeht: Rotorange deutet den heißesten, Violett den kühlsten Bereich an. Am heißesten ist es auf dem 2,5 km hohen Vulkangipfel, die helleren Bereiche deuten Lavaflüsse an. Idunn Mons hat einen gewaltigen Durchmesser von etwa 200 km. Die VIRTIS-Daten wurden von Mai 2006 bis Dezember 2007 erhoben.
Foto: ESA/NASA/JPL

 

Vulkane aber haben auch erhebliche Auswirkungen auf die Atmosphäre – der relativ hohe Anteil von Schwefeldioxid in der oberen Venus-Atmosphäre rührt aus Vulkaneruptionen. Der Atmosphärenphysiker Fred Taylor von der Universität Oxford glaubt sogar an „kürzliche“ Ausbrüche. Bestimmte Daten der Wolkenschicht etwa 45 km über Grund könnten auf Vulkanasche deuten. Aber, so Taylor, Sicherheit würde es erst mit einer Ballon-Mission in der Atmosphäre geben – womit man sich ruhig Zeit lassen könne, denn der Vulkanismus halte auf der Venus wohl noch mehrere Millionen Jahre an. (Tatsächlich würde die Mission EVE (European Venus Explorer) nicht nur aus einem Lander und einem Orbiter bestehen, sondern auch aus einem Ballon – falls das Projekt, das 2016 oder 2018 starten könnte, denn verwirklicht würde.)

 

Eine Atmosphäre aus Treibhaus- und Giftgasen

 

Die Venus-Atmosphäre besteht im übrigen zu 96 % aus dem Treibhausgas Kohlendioxid, und auch das hat sich aus Vulkanausbrüchen angesammelt.  Allein die Masse der Atmosphäre beträgt das 90-fache der Erdatmosphäre, der Druck am Boden erreicht 92 bar, was einem irdischen Druck von 910 m Meerestiefe gleicht. Die dicke Wolkendecke hindert jeden Zugang zur Venus-Oberfläche im sichtbaren Licht, Daten vom Boden funkten erstmals einige sowjetische Venera-Sonden zur Erde, bevor sie in der Gluthitze dahinschmolzen, und erst die US-Sonde Magellan konnte den größten Teil der Oberfläche durch Radar aus dem Orbit erkunden. Die europäische „Venus Express“-Mission ist auf die Verhältnisse eingerichtet – vor allem das VIRTIS-Instrument nutzt bestimmte Wellenlängen, um die Atmosphäreschichten aus dem Orbit bis zum Boden zu verfolgen.

 

Die Höllenhitze speist sich aus zwei Quellen. Einmal führt das Fehlen von Wasser und die starre Kruste dazu, dass die innere Wärme des Planeten, die beim natürlichen radioaktiven Zerfall entsteht, nur über Vulkanausbrüche abgeleitet werden, aber wegen der dichten Atmosphäre nicht ins All abstrahlen kann. Zum andern wird trotz des von Ferne leuchtend hellen Aussehens der Venus die einfallende Sonnenstrahlung nicht völlig reflektiert, sondern zum Teil in der Wolkendecke aufgenommen. Kohlendioxid (CO2) lässt zwar die thermische Strahlung der Sonne ein-, aber nur zum geringen Teil wieder heraus. Auf der Erde führt das seit Jahren zu der bangen Frage, ob ihr infolge hemmungsloser Industrie-Emissionen irgendwann eine ähnliche Hitzekatastrophe wie der Venus droht. Und den Venus-Planetologen geht es mit dem Kohlendioxid ähnlich wie mit den Gesteinen: Sie haben keine Erfahrung und keine Referenzwerte, wie sich das Gas unter dem extremen Druck und der hohen Temperatur verhält.

 

Auf der COSPAR-Konferenz (COSPAR = Committee in Space Research) 2010 in Bremen stellte daher Giuseppe Piccioni (Principal Investigator des VIRTIS-Instruments) eine Laborstudie vor, mit der die Bedingungen der Venus simuliert werden. Am ISAF-Roma (Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica) des italienischen Nationalinstituts für Astrophysik setzte er winzige Proben von Kohlendioxid den auf der Venus herrschenden Temperaturen und Drücken aus, um die spektralen Erscheinungsweisen des Gases zu dokumentieren und präzise Messungen der Wärme-Absorption des Gases zu ermöglichen. Aus der Perspektive des im Orbit befindlichen VIRTIS-Instruments sieht das Problem so aus: Bevor VIRTIS Licht/Wärme auf der Venus-Oberfläche entdecken und aufnehmen kann, muss Licht/Wärme in den Orbit strahlen, also durch die extrem dichte Atmosphäre hindurch. Das Kohlendioxid blockiert aber die meiste Infrarotstrahlung unter der Wolkendecke. Allerdings gibt es Wellenlängen, in denen CO2 fast „durchsichtig“ ist, nur sind die optischen Eigenschaften des Gases unter Venus-Bedingungen nicht restlos verstanden.

 

In den oberen Atmosphäreschichten dagegen spaltet die einfallende Sonnenstrahlung die CO2-Moleküle in Kohlenmonoxid (CO) und Sauerstoff, wobei Kohlenmonoxid tiefer in den oberen Wolkenschichten angesiedelt ist und molekularer Sauerstoff  (O2) zu einem Leuchteffekt in der Hochatmosphäre führt. Atomarer Sauerstoff (O) kommt natürlicherweise nur im Weltall vor, während der zweiatomige (molekulare) Sauerstoff das Lebenselixier ist, das wir auf der Erde atmen. Dass er in der oberen Venus-Atmosphäre auftritt, kommt trotz einiger abenteuerlicher Spekulationen, dass sich hier vielleicht Mikroorganismen angesiedelt haben könnten, wahrscheinlich keinen Lebewesen zugute – außer den Wissenschaftlern, die sich ganz nebenbei wohl auch daran delektieren, dass im Infrarotlicht und auf der Venus-Nachtseite der Sauerstoff wie eine Laterne leuchtet, was bereits durch Erdbeobachtungen und durch frühere Sonden wie die sowjetischen Venera- und die NASA-Mission Pioneer Venus festgestellt wurde.

 


Sauerstoffschwaden in der Venus-Atmosphäre leuchten auf der Nachtseite und im Infrarot wie eine Laterne. Das VIRTIS-Instrument auf "Venus Express" nahm diese Mosaikansicht im Juli 2007 aus einer Entfernung von 65.000 km auf.
Foto: ESA/VIRTIS-VenusX IASF-INAF, Observatoire de Paris (G. Piccioni, IASF-INAF)

 

Abgesehen vom ästhetischen Genuss aber nutzen die Atmosphärenforscher die leuchtenden Gasschwaden als Marker, mit dem sich die Dynamik der entsprechenden Wolkenschichten verfolgen lässt, und das geht so: Die vom Kohlendioxid unter Sonneneinfluss abgespaltenen einzelnen Sauerstoff-Atome (O) werden mit der Atmosphärenzirkulation von der Tag- auf die Nachtseite des Planeten transportiert, wo sie aus der Hochatmosphäre in die niedrigeren Höhen der Mesosphäre absinken und sich zu O2 rekombinieren. Erst dabei entsteht der Leuchteffekt, der in bestimmten Wellenlängen sichtbar wird. Das Tempo der O-O2-Rekombination deutet womöglich auf Mechanismen hin, die diesen Prozess begünstigen oder auslösen. Auch der energetische Austausch zwischen der höher gelegenen und von der Sonne direkt attackierten Thermosphäre und der tieferen Mesosphäre lässt sich anhand des Airglows nachvollziehen. Übrigens wurde ein gelegentliches Glimmen auch beim Kohlendioxid beobachtet, und ein rätselhaftes Phänomen ist offenbar bis heute unerklärt: Am 13. Januar 2007 flammte eine Dunstschicht aus reflektierenden Aerosolen in der Hochatmosphäre plötzlich über zwei Drittel der Südhalbkugel hinweg auf. Das Leuchten dauerte mehrere Tage und ging zurück, als die Schwebeteilchen sich verbunden hatten und der Dunst verschwand.

 

Die Nachtseite der Venus enthüllte inzwischen Spuren eines weiteren Gases: Ozon, dreiatomigen Sauerstoff. Der französische Forscher Franck Montmessin trug in der Zeitschrift Icarus und auf einer Wissenschaftstagung in Nantes Anfang Oktober 2011 seine Entdeckung vor, die er mit dem SPICAV-Instrument bei einer Sternbedeckung gemacht hatte: Während das Licht eines fernen Sterns die Venus-Atmosphäre durchdrang, absorbierte der Venus-Ozon einige UV-Strahlen des Sternenlichts. Venus-Ozon entsteht ebenso wie der molekulare Sauerstoff, indem die Sonnenstrahlung Kohlendioxid-Moleküle aufbricht und die Sauerstoff-Atome von Atmosphärenwinden auf die Nachtseite des Planeten geschoben werden. Dort können sie zwei-, aber auch dreiatomige Moleküle bilden. Nach Erde und Mars ist die Venus der einzige Planet im Sonnensystem mit einem wenn auch schwachen und punktuellen Ozon-Vorkommen in der Atmosphäre. Bei Venus findet sich das Gas allerdings in einer Höhe zwischen 90 und 120 km (auf der Erde in der Stratosphäre  zwischen 15 und 50 km Höhe), auch das Vorkommen ist bis zu tausendmal schwächer als auf der Erde - aber UV-Strahlung absorbiert Ozon in beiden Fällen. Etwas jedoch beschäftigt Montmessin und seine Kollegen immer noch: Sie spürten Ozon gezielt über fast 300 Orbits der Venus-Express-Sonde auf, und sie fragen sich, welcher Mechanismus das Gas just an den entdeckten Stellen ziemlich stabil hält. Noch gibt es darauf keine Antwort.

 

Übrigens wirkt sich nicht nur beim Kohlendioxid die Sonne als brutaler Angreifer aus. Der niederländische Meteorologe und Nobelpreisträger Paul Josef Crutzen schlug vor einiger Zeit vor, man solle große Mengen von Schwefeldioxid in die Erdatmosphäre injizieren, um dem Klimawandel entgegenzuwirken. Er bezog sich dabei auf den Ausbruch des Pinatubo-Vulkans auf den Philippinen 1991, bei dem Schwefeldioxid bis zu 20 km hoch in die Atmosphäre geschleudert wurde. Dort formte das Gas konzentrierte Schwefelsäure-Tropfen, die über der Erde eine Dunstschicht bildeten, durch die Sonnenstrahlen ins All reflektiert wurden. Die Erde wurde dabei um insgesamt 0,5° C gekühlt. Inzwischen zeigt sich aber am Beispiel der Venus, dass Crutzens Rezept fatale Folgen hätte: dort wird der kühlende Schwefelsäure-Dunst rasch in Schwefelsäure-Gas umgesetzt, und das ist transparent und lässt die Sonnenstrahlung ungehindert durch. Bei der Venus entstehen Schwefelsäure-Wolken in einer Höhe von 50-70 km, wenn Schwefeldioxid aus Vulkanismus sich mit Wasserdampf verbindet, so dass Schwefelsäure-Tröpfchen gebildet werden. Das restliche Schwefeldioxid wird rasch durch die intensive Sonnenstrahlung oberhalb von 70 km zerstört. Dass 2008 die „Venus Express“-Mission jedoch Schwefeldioxid in der Höhe von 90 bis 110 km entdeckte, stellte die Wissenschaftler vor ein Rätsel: Woher kam das jetzt noch?

 

Auch dieses Mal halfen Computersimulationen. Xi Zhang vom Caltech/USA und Kollegen aus USA, Frankreich und Taiwan zeigten, dass einige Schwefelsäure-Tropfen in große Höhen steigen können, indem sie Schwefelsäure-Gas freisetzen. Das wird von der Sonne aufgebrochen und wieder zu Schwefeldioxid-Gas. „Venus Express“-Projektwissenschaftler Hakan Svedhem: „Der Schwefelzyklus in der Atmosphäre ist komplizierter, als wir dachten.“

 

Die Atmosphärenforscher werden aber immer wieder durch neue Detail-Entdeckungen belohnt. So entdeckte Giuseppe Piccioni (Forschungsleiter des VIRTIS-Instruments auf „Venus Express“) am 4. März 2007 das schwer zu findende Hydroxyl in der Venus-Atmosphäre. Es zeigte sich wieder im Infrarot auf der Nachtseite als dünnes (etwa 10 km breites) Lichtband in einer Höhe von etwa 96 km. Hydroxyl besteht aus je einem Wasserstoff und einem Sauerstoff-Atom (HO). Die Sonde bewegte sich beim Zeitpunkt des Hydroxyl-Scans in einer Entfernung zwischen 10.800 und 13.700 km, und zur selben Zeit nahm sie auch ein noch schmaleres Leuchtband von molekularem Sauerstoff auf. Bei den zehn Venus-Umläufen der Sonde, die Piccioni in seiner 2008 erschienenen Untersuchung dokumentierte, wurde die Sonde nicht senkrecht über den Planeten gerichtet, sondern schräg, was den Sichtweg verlängert und das zu empfangende Signal um einen Faktor 50 verstärkt. Die Intensität des Leuchteffekts veränderte sich dabei fast permanent, nicht aber die Höhe des Phänomens in der Venus-Atmosphäre.

 


Auch Stickoxid leuchtet im Infraroten auf der Venus-Nachtseite, aber schwächer als Sauerstoff und in größerer Höhe. Die beiden Falschfarbenbilder zeigen jeweils den gleichen Atmosphärenabschnitt, aufgenommen mit dem VIRTIS-Instrument in verschiedenen Wellenlängen. Oben in Rot die Wärmestrahlung der Atmosphäre bei 1,74 Mikrometer und leuchtender Sauerstoff in 96 km Höhe als grünliches Lichtband bei 1,27 Mikrometer. Die feine Strichellinie ganz außen deutet die Höhenlage von Stickoxid (NO) in 110 km über Grund an - dieser schwache Leuchtstreifen ist auf dem unteren Bild separat zu sehen, von VIRTIS aufgenommen in 1,22 Mikrometer.
Foto: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Observatoire de Paris-LESIA

 

Während Sauerstoff und Hydroxyl in Höhen zwischen 90 und 100 km auftreten, ist auch Stickoxid (Stickstoff-Monoxid = NO) als schwaches Lichtband auf der Venus-Nachtseite zu finden, aber in 110 bis 120 km Höhe. Die Glimmstreifen in der Atmosphäre wären auf der Tagseite auch im Infrarot vom VIRTIS-Instrument nicht zu finden, selbst auf der Nachtseite können sie nicht immer dokumentiert werden. Das Glimmen entsteht nämlich folgendermaßen: Auf der Tagseite werden die Sauerstoff-, Hydroxyl- oder Stickoxid-Moleküle von der UV-Strahlung der Sonne in Einzelatome aufgebrochen, von denen sich manche wieder zu simpleren Molekülen zusammensetzen. Die freien Atome können sich wieder rekombinieren, die neuen Moleküle haben manchmal eine größere Energie, die als Licht entweicht. Die dynamische Atmosphäre der Venus bläst ganze Päckchen von Sauerstoff- und Stickstoff-Atomen überall herum, und wenn sie stellenweise in größerer Dichte vorkommen, beginnen sie zu leuchten. VIRTIS kann zwar alle drei Moleküle gleichzeitig scannen, aber sie kommen nicht unbedingt gleichzeitig vor.

 

Raffiniert und effektiv: Aerobreaking

 

Um die Dichte der Venus-Atmosphäre zu messen, haben die Wissenschaftler eine ganz raffinierte und zugleich einfache Methode entwickelt. Sie bedienen sich eines Vorgangs, der sonst für die sichere Landung von Raumsonden auf terrestrischen Himmelskörpern genutzt wird – Aerobreaking heißt das Zauberwort. Seit 2008 verändert das Flight Dynamics Team des Satellitenkontrollzentrums ESOC in Darmstadt in genau festgelegten und zeitlich begrenzten Kampagnen den Orbit der „Venus Express“-Sonde, die dann gezielt tiefer in die Venus-Atmosphäre eintaucht. Projektwissenschaftler Hakan Svedhem stellte die Ergebnisse der bis dahin zehn Vorgänge im Oktober 2010 beim 42. Jahrestreffen der American Astronomical Society in Pasadena/Kalifornien vor, wobei man sagen muss, dass die Interpretationen der Daten noch lange nicht abgeschlossen sind.

 

Die erste Kampagne im Juli-August 2008 wurde noch als normales Orbit-Kontroll-Manöver bezeichnet (OCM). Das ist bei „Venus Express“ (und anderen Missionen) regelmäßig nötig, weil eine einmal eingeschlagene Flugbahn sich nicht unbegrenzt halten lässt. Speziell die ESA-Venussonde erleidet eine natürliche Orbitstörung durch die Sonnengravitation, die die Sonde immer etwas aus dem geplanten Orbit wegzieht. Beim damaligen Zeitpunkt war die nominelle Missionsdauer bereits beendet (nach 500 Tagen im Sommer 2007) und die Sonde befand sich in der Verlängerung (extended mission bis zunächst 2009). Schon damals variierte die Höhe des Perizentrums zwischen 250 und 400 km, so dass in vier Schritten im Abstand von jeweils einer Woche das Perizentrum auf 185 bis 300 km über Venus-Grund gesenkt werden musste. Diese Maßnahme wurde erreicht, indem während des Perizentrums die Höhe des Apozentrums gesteigert und während des Apozentrums das Perizentrum gesenkt wurde.

 

Natürlich gucken die Wissenschaftler bei solchen bahntechnischen Vorgängen nicht einfach abwartend zu, sondern sie wollen auch etwas davon haben. Erwartet wurden

- die Verfolgung neutraler und geladener Teilchen über verschiedene Atmosphärenhöhen hinweg

- die Erkundung der Atmosphärenbeschaffenheit bis hinauf in die Ionosphäre (etwa 120-225 km über Grund)

- eine bessere Definition des extern durch den Sonnenwind induzierten Magnetfelds überm Nordpol (Perizentrum), das mit der Ionosphäre interagiert, wobei auch die Existenz eines schwachen internen Venus-Magnetfelds zur Diskussion stand

- die Frage nach Blitzen in der Atmosphäre (bis heute umstritten).

 

Den Tracking-Spezialisten im Darmstädter Kontrollzentrum war bewusst, dass die Sonde unterhalb von 200 km Höhe einen starken Atmosphären-Widerstand erfahren würde, der sich auf die Flugdaten auswirken musste. Um eine Veränderung von Zehntelkilometern Höhe zu erreichen, musste die Sonde gedreht werden, damit sie den Funkbefehl zur Triebwerkszündung erhielt, die Triebwerke wurden hochpräzise zwischen einigen Minuten und einigen Sekunden gezündet und anschließend konnte die Sonde in Arbeitsposition zurückgedreht werden. Während der kritischen Venus-nahen Perizentrumsflüge wurden die ESA-Bodenstation im australischen New Norcia sowie das Deep Space Network der NASA zusätzlich aktiv.

 

Die Orbit-Kontroll-Manöver, die eigentlich nur den Zug der Sonnengravitation korrigieren sollen, bekamen von dem Augenblick an eine ganz andere Dimension, als den Wissenschaftlern klar wurde, dass auch die Venus-Atmosphäre einen erheblichen Zug auf die Sonde ausübt und dass sich die Dichte der Atmosphäre indirekt durch die Abweichung messen lässt, die sich auf die Flugbahn der Sonde auswirkt. Die Atmosphärengase bremsen die Sonde ab, so dass die Bodenstation die Flugbahn wieder korrigieren muss. Der Unterschied zwischen der normalen und der abweichenden Bahn lässt hervorragend präzise Rückschlüsse auf die Atmosphärendichte zu, und die Planetologen sprechen seither von Atmospheric Drag Experiments (ADE). Die bekannte Aerobreaking-Methode, die beispielsweise bei Mars-Missionen einer Sonde durch mehrmaliges Eintauchen in die Atmosphäre eine weichere Landung ermöglicht – sie wurde bei „Venus Express“ zur Mess-Methode, eine ebenso einfache wie geniale Idee. Hauptergebnis bisher: „Venus Express“ fand heraus, dass die Atmosphäre nicht homogen, sondern an den Polen um 60% dünner ist als erwartet. Außerdem scheint es zwischen Tag- und Nachtseite einen signifikanten Dichteunterschied zu geben. Da werden die Daten des Pioneer Venus Orbiter und der Magellan-Mission aus den achtziger und neunziger Jahren wohl noch ziemlich korrigiert werden – die flogen über die Äquatorregion, und die eifrigen Wissenschaftler berechneten damals aus deren Messungen einfach die Werte für den ganzen Planeten.

 

Aber auch das Missionsmanagement will inzwischen an den Drag-Experimenten teilhaben, und man kann es verstehen. Die Experten diskutieren die Frage, ob Aerobreaking sich zur weiteren Missionsverlängerung nutzen lässt, denn ein niedrigerer Orbit würde Treibstoff sparen. Bei den Orbit-Kontroll-Manövern, die den Zug der Sonne korrigieren, muss alle 40-50 Tage Treibstoff gezündet werden, um die Sonde wieder auf Kurs zu bringen, und der Vorrat wird nur bis 2015 reichen, wenn nicht die Umlaufbahn etwas gekürzt werden kann. Womöglich könnte ab 2012 eine dauerhafte Orbitsenkung eingeleitet werden.

 


"Venus Express" über den Wolken der Venus (künstlerische Darstellung). In festgelegten Mess-Kampagnen drehen die Operation Manager in Darmstadt die Solarflügel in gegenläufige Positionen und lassen die Sonde mehrmals kurz in die dicke tiefere Atmosphäre stippen. Aufprallende Gasmoleküle können damit ebenso wie die lokale Dichte der Atmosphäre ermittelt werden.
Foto: ESA

 

Die wissenschaftlichen Ergebnisse jedoch lassen sich durch einen weiteren Trick noch steigern. „Venus Express“ wird durch 5,7 Quadratmeter Solarsegelfläche mit bis zu 1400 Watt Energie versorgt. Indem die Bodenstation in Darmstadt das eine Segel in Richtung der herandrängenden Atmosphärengase kippt und das andere 90 Grad dagegen, beginnt die Sonde zu torkeln, und die gegenläufig rotierenden Lageregelungsräder versuchen das auszugleichen. Aus den Messdaten der Bordinstrumente lässt sich „mit bisher unerreichter Genauigkeit ... das gesamte Höhendichteprofil des Atmosphären-Segments rekonstruieren, das die Sonde durchfliegt“ (Hakan Svedhem). Bei der Drag-Kampagne im April 2010 wurden die Solarpaneele an fünf verschiedenen Tagen wechselnden Positionen unterzogen und zuletzt wie Windmühlenflügel in Positionen von 45° zum und gegen den atmosphärischen Fluss gedreht, um zusätzliche Daten zu den aufprallenden Molekülen zu erhalten.

 

Bei der normalen Flugbahn kommt die Sonde der Venus maximal bis auf 250 km nahe – dort ist die Atmosphäre so dünn, dass sich kaum ein Widerstand messen lässt. Bei den Drag-Kampagnen wurde die Flugbahn zunächst auf 200 bis 185 km gesenkt, im April 2010 bis auf 175 km, im Oktober 2010 sollten es 165 km werden. Immer nur für ein paar Minuten kann man das wagen, dann muss die Sonde wieder angehoben werden, unter anderem damit sie sich durch die Reibung nicht zu sehr erhitzt. Es ist eine atemberaubende Fingerspitzenarbeit für das ESOC-Team in Darmstadt. Und eine fieselige Rechenarbeit für die Wissenschaftler, die ihre schönen Atmosphärenmessungen von gravitativen und anderen Kräften vor Ort auseinander dividieren müssen.

 

Wolken, Stürme und Wirbel

 

Auf dem heißen Boden ist es fast windstill. Aber darüber sind Dunst- und Wolkenschichten dauernd in Bewegung. Im sichtbaren Licht scheint Venus zwar in einer homogenen weißen Hülle verborgen zu sein, tatsächlich aber bläst und stürmt es in der ganz gewaltig, wie sich anhand der UV- und Infrarot-Aufnahmen von „Venus Express“ herausgestellt hat. Bei den UV-Aufnahmen sind große dunkle Schlieren sichtbar, die sich wabernd vom Äquator zu den höheren Breitengraden der (hauptsächlich von der Sonde erfassten) Südhemisphäre ziehen. Dabei sind die dunklen Partien von heißeren und die hellen Flächen von kühleren Temperaturen geprägt, und sicher ist auch, dass in der Atmosphäre solare UV-Strahlung von einer geheimnisvollen Substanz absorbiert wird, die letztlich für diese Kontraste verantwortlich ist.

 

Aber alles, was die eifrigen Wissenschaftler in den ersten fünf Forschungsjahren von “Venus Express“ zusammen getragen haben, ist ein unübersichtliches Flickwerk; das Verstehen eines übergreifenden, globalen Mechanismus fehlt noch immer. Da haben sich Atmosphärenforscher um die Wolkenhöhe gekümmert und ermittelt, dass sie zwischen Äquator und dem 60. Breitengrad ziemlich konstant bei 72 km überm Venus-Boden liegt, egal, wie heftig der Wind weht. Ab 60° Süd wird die Wolkendecke niedriger und erreicht 64 km über Grund, bis sie von einem Phänomen erfasst wird, von dem noch die Rede sein wird – dem Polarvortex (Polwirbel).

 

Andere Forscher widmeten sich vor allem den Temperaturen, die ausgehend von der Glut des Bodens allmählich kühler werden, in einer Höhe von 35 km über Grund zwar immer noch 200° C erreichen, aber dann rasch auf 20° sinken und bei etwa 90 bis 120 km Höhe eisig kalt werden bis –100° C. Ausgerechnet in dieser Kälteschicht entdeckten der Franzose Jean-Loup Bertaux (Principal Investigator des SPICAV/SOIR-Instruments auf „Venus Express“) und seine Kollegen 2007 eine warme Zone auf der Venus-Nachtseite von kuscheligen 30° bis 70°, wobei der Höchststand bei 100 km über Grund erreicht wird, in einer Höhe, in der heller Dunst aus Schwefelsäure- und Wasser-Aerosolen schwebt. Bertaux versucht, diese Inversion zu erklären, indem hoch aufgestiegene Gastaschen in die dichtere Atmosphäre absinken und dort einem Druck unterliegen, der das Gas aufheizt.

 

Eine ähnliche Erklärung hält Martin Pätzold von der Universität Köln bereit für die Tatsache, dass Tag und Nacht auf dem Venusboden überhaupt keine Temperaturunterschiede verursachen, wohl aber in der Atmosphäre. In einer Höhe von 55 bis 60 km über Grund, mitten in der Wolkendecke, differieren die Tag-/Nacht-Temperaturen zwischen 30° und 40° C, wobei die während des Tages gespeicherte Sonnenhitze diesen Unterschied gar nicht auslösen kann. Pätzold vermutet, dass gewaltige Abwärtsströme die Atmosphäre partiell zusammenpressen und dadurch Wärme erzeugen. Aber mit zunehmender Höhe schwinden die Temperatur-Unterschiede wieder. Die 60 km-Höhe ist noch aus einem anderen Grund interessant, denn auch mit Windgeschwindigkeiten haben sich die Planetologen intensiv auseinander gesetzt: Ab dem 50. südlichen Breitengrad bläst der Wind dort abends 10 m/sec schneller als tags – unbekannt warum.

 


Die NASA-Sonde Galileo nahm am 10. Februar 1990 auf ihrem Weg zum Jupitersystem diese Äquator-Ansicht der Venus auf. Die Wolken fegen mit 100 m/sec (!) über dem Planeten dahin von Ost (rechts) nach West, der helle Fleck rechts deutet die Sonnenposition am Nachmittag an, die Nachtlinie verläuft auf der linken Seite. Charakteristisch die teils chaotische Wolkenstruktur der Konvektionszone in der Mitte.
Foto: NASA/Galileo

 

Das größte Rätsel aber stellt die Superrotation dar. Der Planet selbst dreht sich ja unglaublich langsam um sich selber – er braucht für eine Umdrehung 243 Erdentage und ist damit sozusagen die Schnecke im Sonnensystem. Der Umlauf um die Sonne geht mit nur 224 Erdentagen deutlich schneller, so dass ein Venus-Tag länger dauert als ein Venus-Jahr. Überraschend fix sind aber einige Atmosphäreschichten, die in nur fünf (Erden-)Tagen (andere Messungen sagen gar: in zweieinhalb Tagen) um den Planeten fegen: Oberhalb von 40 km über Grund bis in die Höhe von 70 km scheinen die Wolken nur so dahinzustürmen mit einer Geschwindigkeit, die 60 Mal höher ist als die eigene Rotation der Venus. Dabei bestehen die Wolken vor allem aus Schwefelsäuretropfen und anderen Aerosolen. Die Schwefelsäure regnet auch etwas ab, erreicht aber nie den Boden, weil sie vorher verdampft. Dmitri Titov, Co-Investigator der Venus Monitoring Camera (VMC), hat mit Kollegen penibel drei Höhenschichten ausgemacht, bei denen die Sturmgeschwindigkeiten zunehmen. In der unteren Wolkenschicht bei 44-48 km über Grund erreicht der Sturm nur 210 km/h (60 m/sec). Bei 58-64 km sind es schon 62 m/sec. Und in einer Höhe zwischen 72 und 70 km wütet die Schwefelsäure mit 370 km/h nur so einher (102 m/sec), gemessen an irdischen Verhältnissen ist das kaum vorstellbar. Die Sturmrichtung ist dabei identisch mit der (verkehrten) Venus-Rotation – aber auch das ist komplizierter, als es zunächst scheint, denn es gilt nur zwischen Äquator und dem 55. Breitengrad. Von da an scheint es einen scharfen Wechsel in der Zirkulation und eine zunehmende Ansammlung gegenläufiger Windströme zu geben. Außerdem nimmt vom 65. Breitengrad an die Windgeschwindigkeit wieder ab.

 


Nächtliche Sturmwolken über der Alpha Regio der Venus, aufgenommen vom VIRTIS-Instrument am 24. September 2006 aus einer Entfernung von 65.000 km. Die hellen Partien deuten eine gewisse Transparenz an, die dunklen sind dicke, undurchdringliche Wolkenschichten. Auf dem Boden ist die Alpha Regio von Gräben, Schluchten und bis zu 4000 m hohen Bergen geprägt - womöglich wirkt sich die Topographie auf die atmosphärischen Turbulenzen aus.
Foto: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Observatoire de Paris-LESIA

 

Zu den unverstandenen Phänomenen gehört vorerst auch Folgendes: Die Atmosphäre am Äquator ist keineswegs nur durch die heftige Sonneneinstrahlung und den Aufstieg der erhitzten Gasschichten geprägt. Vielmehr sind die Wolken dort unregelmäßig und mitunter blasenartig geformt und liegen permanent im Kampf zwischen Superrotation und anderen regionalen Turbulenzen. Die Konvektionsstrukturen aufgrund des fast senkrechten Sonneneinfalls auf der Tagseite finden sich zudem ebenso auf der Nachtseite – welche Kräfte sind da zusätzlich am Werk? Das VIRTIS-Instrument nahm Wolken über der Alpha Regio in Äquatornähe auf, einer Region, die am Boden von zahlreichen Verwerfungen, Gräben und bis zu 4000 m hohen Bergen geprägt ist. Gibt es eine Verbindung zwischen Oberflächentopographie und atmosphärischen Turbulenzen?

 

Dass jedoch die Polgegend ein ruhiges Gebiet wäre, kann man wirklich nicht behaupten. Abgesehen von der Superrotation der Schwefelsäurewolken sind die Polkappen die dramatischsten Stellen der Venus-Atmosphäre. Die Turbulenz im Norden mit einem veritablen Doppelwirbel wurde 1979 von der Pioneer Venus Mission entdeckt, und dass es im Süden ähnlich zuginge, vermuteten die Wissenschaftler schon, seit 1974 die Sonde Mariner 10 an der Venus vorbeiflog. „Venus Express“ konnte nicht nur am Südpol eine ähnliche Wirbelstruktur bestätigen, sondern es stellte sich auch heraus, dass der Wirbel (im Gegensatz etwa zum „Großen Roten Fleck“, dem langlebigen Sturmsystem auf dem Jupiter) seine Form permanent ändert. Die Wolken der Südpolregion scheinen ein einziges Wabern, Rotieren und Gurgeln zu sein, aus der Entfernung der Raumsonde sieht es aus wie überm Abflussloch einer Badewanne, nachdem man den Stöpsel gezogen hat. Der Vergleich ist nicht gänzlich verfehlt, denn auch bei den Venus-Wolken geht es am Südpol nach unten, nachdem heiße Luftschichten überm Äquator aufgestiegen und zu den Polen gedriftet sind -  von dort fließen sie in tieferen Lagen wieder in die Sonnenglut des Äquators zurück. Das Wirbelgebiet am Südpol hat einen Durchmesser von rund 2000 km, und jedes Mal, wenn die Raumsonde darüber fliegt (alle 24 Stunden) sieht das Auge des Sturms wieder anders aus. Manchmal bildet sich ein Doppelwirbel, manchmal ist der Wirbel kreisförmig, manchmal oval oder verschlungen wie eine 8, mitunter ist er aber auch völlig chaotisch.

 


 

Der Südpolwirbel, ein Wolkensystem von 2000 km Durchmesser, das sich gurgelnd in sich selber dreht und in permanent veränderten Strukturen Atmosphärenschichten nach unten zieht, zugleich aber auch den 300 km vom Wirbelauge entfernten geografischen Südpol (gelber Punkt auf dem Foto unten) in wenigen Tagen umkreist. Ähnlich wie am Nordpol (siehe Titelfoto ganz oben) bilden sich dabei mitunter auch Doppelwirbel.
Fotos: Starobserver/Astronomy Picture of the Day 28. September 2010 (oben)
ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Observatoire de Paris-LESIA/University of Oxford (unten)

 

 

 

Diese Dramatik kommt nicht nur durch die gegenläufigen Stürme zustande, die sogenannten Scherwinde, sondern offenbar auch dadurch, dass der geografische Südpol und das Auge des Wirbels nicht übereinander liegen, sondern um 300 km voneinander verschoben sind. Das Wirbelauge umkreist den Pol alle fünf bis zehn Tage. 2007 hatten die Forscher das VIRTIS-Instrument in einer Serie von fünf Orbits bereits aus der weiten Entfernung des Apozentrums auf den Südpol gerichtet, um über jeweils acht Stunden Anflugzeit den Pol zugleich in Tag- und Nachtansicht zu dokumentieren – Tag- und Nachtunterschiede spielen für die chaotischen Stürme dort offenbar keine Rolle, wohl aber die globalen Breitengrade. Zwischen Äquator und 84° Süd bläst der Wind in derselben Richtung, wie der Planet rotiert, wenn auch wesentlich geschwinder. In den höheren Breitengraden wird er zuerst deutlich langsamer – und etwa ab 87° ändert er komplett die Richtung und bläst gegen die Rotation. Eine weitere Strömung kalter Luft wurde bei 75° Süd entdeckt: der „Kältekragen“ (cold collar) umzieht schließlich den Polwirbel und zieht Luftmassen nach unten. Wenn man so will, ist das Ganze ein riesiges Konvektionssystem: Die Sonne heizt die Äquatorregion auf, die Atmosphäreschichten steigen nach oben und wandern zu den Polen, während sie durch die Rotation des Planeten verzerrt werden; an den Polen sammeln sich die Zirkulationsströme, werden vom Wirbel erfasst und nach unten gezogen, von wo sie zurückfließen zum Äquator.

 

Wird die Zukunft immer heißer?

 

Wie wird es in ferner Zukunft mit der Venus weiter gehen? Wird die Hitze am Boden, die von der dicken Atmosphäre wie unter einer Haube gehalten wird, weiter steigen und den Himmelskörper irgendwann zerstören? Wird der Erde ein ähnliches Schicksal drohen? Nein – sagen Lena Noack und Doris Breuer, zwei Wissenschaftlerinnen vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR). Beim European Planetary Science Congress in Rom im September 2010 trugen sie eine Studie vor, die im Februar 2012 in der Fachzeitschrift "Icarus" publiziert wurde und die einen überraschend harmonischen, wenn auch entschieden lebensfeindlichen Zyklus aus Erhitzung und Abkühlung präsentiert. Die aus Vulkanen emporgestiegenen Kohlendioxid-Gase absorbieren die Sonneneinstrahlung und verhindern eine Wärmeableitung ins All, dadurch heizt der Planet sich bekanntermaßen auf. Durch die Hitze wird die Kruste weich und dehnt sich, sie wird sogar stellenweise porös, und die felsige Oberfläche verliert ihre isolierenden Eigenschaften. Aufgrund der Durchlässigkeit der Kruste kühlt der Mantel im Inneren ab und der Vulkanismus geht zurück. Das führt zu niedrigeren Temperaturen an der Oberfläche und in der Atmosphäre – aber die wiederum bewirken eine Verdichtung der Kruste. Durch den dadurch entstehenden Hitzedruck im Innern brechen erneut Vulkane auf, Kohlendioxid entweicht in die Atmosphäre, der Zyklus beginnt von vorn.

 

Die Autorinnen vermuten, dass die Venus zur Zeit kühler ist als in der Vergangenheit. Da kommt einem aber nicht nur der Begriff „kühl“ ziemlich relativ vor, sondern auch die schöne Gleichmäßigkeit des von ihnen geschilderten Kreislaufs. Es kann nämlich sein, wie sie selber einräumen, dass die wunderbar gesetzmäßigen Vorgänge örtlich ganz verschieden ablaufen und dass sogar in den „Kaltphasen“ stellenweise Vulkane ausbrechen und das Ganze durcheinander bringen. Zudem kann sich die Venuskruste nur extrem langsam bewegen, Doris Breuer spricht von wenigen Millimetern pro Jahr ( der Fachbegriff für diese nur partielle und extrem langsame Bewegung lautet "lokale Mobilisierung"), während die Plattentektonik auf der Erde sich im Zentimeterbereich abspielt.

 

Und wer gar gehofft hätte, dass das weiße Geriesel, das die Magellan-Sonde 1989 auf einigen Venusgebirgen entdeckte, Schnee sein könnte, muss sich damit abfinden, dass hier Blei- und Wismuthsulfide aus der Atmosphäre herunterschneiten, wie 2004 M. Bruce Fegley und seine Assistentin Laura Schaefer in der Zeitschrift „Icarus“ erklärten. Wie man sieht, bieten Jahrzehnte alte Datensammlungen noch immer Stoff für neue Erkenntnisse. Mit der „Venus Express“-Mission wird es nicht anders kommen, und sie wird nicht die letzte Raumsonde sein, die von der Erde zu dem exotischen Schwesterplaneten geschickt wird. Offenbar ist nicht nur die Venus-Rotation, sondern auch das Verstehen all der seltsamen Zusammenhänge die reinste Schnecke ...

 


Weiße Ablagerungen auf dem Gipfeln des zerklüfteten Gebiets Aphrodite Terra, aufgenommen von der NASA-Sonde Magellan 1989. Schnee ist das natürlich nicht, sondern, wie der Planetologe M. Bruce Fegley 2004 herausfand, eine Mischung aus Blei- und Wismuthsulfiden. In einem langfristigen Zyklus aus Erhitzung und Abkühlung befindet sich Venus zur Zeit womöglich in der Kühlphase laut Lena Noack und Doris Breuer (Institut fürPlanetenforschung/ DLR). Da kann es mit den rund 480 ° C hohen Bodentemperaturen wohl noch etwas bergauf gehen ...
Foto:
Wikimedia Commons

 

 

Infos:


- ESA Presse-Informationen
(Übersicht): http://www.esa.int/esaMI/Venus_Express/SEMCN973R8F_0.html


- Akatsuki scheitert an Orbit Insertion: Space.com: http://www.space.com/missionlaunches/japanese-venus-probe-second-chance-110105.html

Nature News: http://www.nature.com/news/2010/101214/full/468882a.html

http://www.nature.com/news/2010/101208/full/news.2010.660.html


- Aerodrag-Kampagnen: http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=47798

- Letzte Kampagnen-Phase Mai-Juli 2014: http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Venus_Express/Venus_Express_rises_again

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Venus_Express/Venus_Express_up_above_the_clouds_so_high


- Atmosphärengase
: ESA Presse: http://www.esa.int/SPECIALS/Venus_Express/index.html

Piccioni, G. et al. “First detection of hydroxyl in the atmosphere of Venus”, Astronomy & Astrophysics, Vol. 483, pp. L29-L33, 2008 May, DOI: 10.1051/0004-6361:200809761

- Ozon:F. Montmessin et al., "A layer of ozone detected in the nightside upper atmosphere of Venus", 2011, Icarus, Vol. 216, Issue 1, November 2011, Pages 82-85
ESA Presse:http://sci.esa.int/jump.cfm?oid=49412


- Entstehung aus einer Kollision?
Space.com:

 http://www.space.com/5025-venus-mysteries-blamed-colossal-collision.html


- Spektralverhalten erhitzter Gesteine:
DLR-Presse:

http://www.dlr.de/desktopdefault.aspx/tabid-726/1206_read-10939/


- Vulkanismus:

Suzanne E. Smrekar: „Evidence for Active Hotspots on Venus ...“, Icarus 112, Issue 1, November 1994, Pages 2-26

Nature News: http://www.nature.com/news/2010/100830/full/news.2010.435.html

DLR Presse: http://www.dlr.de/desktopdefault.aspx/tabid-6216/10226_read-23529/

ESA Presse: http://www.esa.int/esaCP/SEMUKVZNK7G_index_0.html


- Wasser:
ESA Presse mit Links: http://www.esa.int/esaCP/SEMQ9OLZLAG_index_0.html


- Wolken und Stürme:
Titov, D.V., et al.: „Atmospheric Structure and Dynamics as the Cause of Ultraviolet Markings in the Clouds of Venus“, Nature, vol. 456, 4 December 2008

ESA Presse: http://www.esa.int/esaMI/Venus_Express/SEM2F373R8F_0.html


- Südpol-Wirbel:
Luz, D. et al.: „Venus’s Southern Polar Vortex Reveals Precessing Circulation“, Science Express 7. April 2011.

G. Piccioni et al.: “South-polar features onVenus similar to those near the north pole”,Nature 29. November 2007

Space.com: http://www.space.com/5107-giant-eye-venus-proves-shifty.html


- Temperaturen
: Nature 450, 617-618 (29 November 2007), Studie von Jean-Loup Bertaux et al., „A Warm Layer in Venus’ Cryosphere and High-Altitude Measurements...“

ESA Presse: http://www.esa.int/esaMI/Venus_Express/SEM5A373R8F_0.html


- Kälte-Hitze-Zyklus
(Studie von Lena Noack und Doris Breuer):
http://www.space.com/scienceastronomy/venus-greenhouse-gases-cooling-surface-temperature-100921.html
http://www.dlr.de/dlr/presse/desktopdefault.aspx/tabid-10172/213_read-1785/year-2011/
Icarus, Vol. 217, Issue 2, February 2012, Pages 484-498, L. Noack, D. Breuer, T. Spohn: "Coupling the atmosphere with interior dynamics: Implications for the resurfacing of Venus"


- „Schnee“ auf den Bergen:
Studie von M. Bruce Fegley und Laura Schaefer: http://news.wustl.edu/news/Pages/3026.aspx

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