Spezialgebiet physik lisa klinger 8c
Die Venus
Entfernung von der Sonne: 108 Mio. km
Umlaufzeit (=Planetenjahr): 224,7 Tage
Umlaufgeschwindigkeit: 35 km/sec
Durchmesser: 12 104 km
Masse (in Erdmassen): 0,815
Rotationsdauer (=Planetentag): -243 Tage 04 Stunden (retrograd= rückläufig)
Dichte: 5,25
Temperatur auf der Oberfläche: 480°C (feste Oberfläche)
Die geheimnisumwobene Venus wurde nach der gleichnamigen römischen Liebesgöttin benannt.
Aus ungeklärten Gründen dreht sie sich "rückwärts" um die eigene Achse, und wird durch ihre
Helligkeit oft mit Sternen verwechselt. Die Venus wird deshalb auch "Abendstern" bzw.
"Morgenstern" genannt. Sie ist, nach Sonne und Mond, das dritthellste Gestirn unseres Himmels
und hat eine besonders starke Rückstrahlfähigkeit.
Dieses Vermögen, das empfangene
Sonnenlicht zu reflektieren, nennt man "Albedo" (lat.:=Weiße)
Erde und Venus sind gemeinsam aus einem präsolaren Sternnebel entstanden, doch sie
entwickelten sich zu völlig unterschiedlichen Welten.
In früheren Zeiten wurden Erde und Venus oft miteinander verglichen, da sie auf den ersten Blick
Gemeinsamkeiten aufweisen, wie zB. ähnlich große Dichte und Größe, außerdem sind sie
Nachbarn im Planetensystem und könnten mit ihren Wolkenstrukturen fast miteinander
verwechselt werden.
Auf der Venusoberfläche herrscht jedoch, unabhängig von Tag und Nacht und den
Breitengraden, eine hohe Temperatur von 480°C, die oberhalb der Wolkengrenze (=Höhe von
ca. 65 km) auf –90°C herabfällt.
Der extrem hohe Druck von etwa 90 atm an der
Venusoberfläche übersteigt die Druckverhältnisse auf der Erde um das 90fache und die
Atmosphäre ähnelt in vieler Hinsicht eher einem Ozean als einer Gashülle.
Alle Theorien der Plantenentstehung nehmen an, daß Venus und Erde ursprünglich etwa die
gleiche Mengen an Wasser besaßen, die durch Kometeneinschläge aus dem äußeren
Sonnensystem angeliefert wurden. Als 1978 die amerikanische Pioneer-Sonde in die Umlaufbahn
der Venus einschwenkte, analysierte sie im Wasserdampf der Venuswolken das Verhältnis von
Deuterium zu gewöhnlichem Wasserstoff: Auf der Venus gab es, relativ zum einfachen
Wasserstoff, 150mal mehr Deuterium als auf der Erde. Höchstwahrscheinlich hatte die Venus
einst weitaus mehr Wasser als heute. Sowohl Wasserstoff als auch Deuterium, die sich chemisch
gleich verhalten, wanderten als Wasserdampf in die obere Atmosphäre. Dort zerlegte das
Ultraviolett der Sonnenstrahlung die Wassermoleküle zu Sauerstoff und entweder Wasserstoff
oder Deuterium.
Der leichtere Wasserstoff entwich allerdings schneller in den Weltraum als
Deuterium, dadurch stieg in den Venuswolken der relative Anteil an Deuterium.
Die Atmosphäre besteht aus 97% aus Kohlendioxid, wodurch ein extremer Treibhauseffekt
entsteht: Das in großen Mengen enthaltene Kohlendioxidgas wirkt als regelrechter
Wärmespeicher. Die besonders in der Äquatorgegend aufgenommene Wärme wird im Verlaufe
einer retrograden, periodischen Strömung mit 4tägigem Zyklus nahezu gleichmäßig auf die
gesamte Planetenoberfläche verteilt. Die abgekühlten Luftschichten sinken über den Polen ab und
werden wieder in die Äquatorgegend zurückverfrachtet. Treibhausgase lassen Sonnenlicht zur
Oberfläche der Venus dringen, verhindern jedoch die Abstrahlung von infrarotem Licht( Wärme).
Kohlendioxid, Wasser und Schwefeldioxid absorbieren jeweils einen bestimmten Teil der
Wellenlängen.
Ohne diese Gase würde sich die Oberflächentemperatur der Venus bei etwa
–20°C einpendeln.
In mancher Hinsicht hat die Venus die besseren Voraussetzungen, Leben hervorzubringen, als der
Mars. Wie auch auf der Erde sind die Oberfläche und die Atmosphäre der Venus chemisch sehr
aktiv, das könnte primitive Organismen mit Nährstoffen und Energie versorgen. In der fraglichen
Zeit, als Erde und Mars vor Kälte erstarrt sein mußten, hat es auf der Venus möglicherweise
warme Ozeane und ein angenehm mildes Klima gegeben. Frühes Leben auf der Venus hätte
durch kosmische Kollisionen auch auf andere Planeten, darunter auf die Erde, verbreitet werden
können.
Die Venus gilt heute als extrem lebensfeindliche Gegend mit Vulkanen, Kratern und
Gebirgszügen, sowie ständigem Regen von konzentrierter Schwefelsäure.
Die zwei größten
Gebirgsregionen wurden "Alpha- und Betagebirge" genannt. Die Topographie der Venus umfaßt
einen weiten Bereich von Höhenlagen. Zwischen dem niedrigsten und dem höchsten Punkt
besteht ein Höhenunterschied von 13 km. 60% der Oberfläche liegen innerhalb eines 500m
hohen Streifens um eine mittlere Höhe.
In den letzten 37 Jahren wurde die Venus von 22 unbemannten Raumsonden photographiert,
abgetastet und analysiert, einige landeten auf ihr.
Zwischen 1990 und 1994 kartierte (=auf einer Karte darstellen) die amerikanische Magellan-
Raumsonde die gesamte Oberfläche des Planeten mit hoher Auflösung, indem sie mit
Radarwellen durch die Wolken spähte.
Magellan enthüllte einen Planeten, auf dem in der
Vergangenheit massive Vulkanausbrüche stattgefunden hatten, und der fast sicher auch heute
noch vulkanisch aktiv ist.
Mit Hilfe von Computersimulationen über die Klimageschichte der Venus für die vergangene
Milliarde Jahre, erkannten Planetologen, daß ein intensiver Vulkanismus großräumige klimatische
Veränderungen ausgelöst haben muß. Die Venus besitzt auch heute noch ein komplexes, sich
weiterentwickelndes Klima.
Lange bevor das Ozonloch zum Tagesgespräch wurde, versuchten Forscher bereits die exotische
Photochemie der oberen Atmosphäre der Venus zu begreifen. Dabei fanden sie heraus, daß Chlor
die Konzentration freien Sauerstoffs über den Wolken des Nachbarplaneten verringert.
Vor der Magellan- Mission blieb die geologische Geschichte der Venus weitgehend Spekulation,
doch nun entsteht allmählich ein umfassendes Bild.
Direkte Hinweise auf Plattentektonik hat
Magellan allerdings nicht entdeckt.
Am Anfang jeder Diskussion über das Venusklima steht vor allem die Frage, wie sich die
Vulkanausbrüche auf das Klima auswirkten. Auf den Magellan- Radarbildern sind von der Venus
nur wenige Einschlagkrater zu sehen. Die dichte Atmosphäre kann den Planeten vor kleineren
Geschossen aus dem All schützen. Sie stoppt die meisten Meteoriten, die weniger als 1 km im
Durchmesser haben und die, bei ungebremsten Einschlag, Krater von bis zu 15 km schaffen
würden. Auf der Venus fehlt jedoch jede Spur von größeren Kratern.
Magellan registrierte nach letzter Zählung lediglich 963 Krater, die offenbar zufällig über die
Oberfläche verteilt sind. Aus ungeklärten Gründen sind die Einschläge aus den ersten 3,7
Milliarden Jahren von der Oberfläche des Planeten verschwunden.
Nachdem auf der Venus Erosion kaum eine Rolle gespielt hat, bleiben als wichtigste Prozesse, die
zur Veränderung oder zum Verschwinden von Einschlagkratern führten, vulkanische oder
tektonische Aktivitäten. Paradoxerweise wirken die meisten Krater der Venus relativ frisch: Nur
bei 6% hat Lava die Ränder überströmt, und nur 12% der jungen Krater wurden durch Faltung
oder Brüche zerstört.
Einige Forscher sind der Meinung, daß vor etwa 800 Millionen Jahren ein geologisches Ereignis
von globalem Ausmaß plötzlich alle alten Krater auslöschte und nach dieser Katastrophe die
erneuerte Venusoberfläche ständig von Meteroiden bombardiert wurde.
Roger J.
Phillips von der Universität Washington stellte ein alternatives Modell vor, daß als
"Equilibrium resurfacing" (=ständige Erneuerung der Oberfläche) bekannt wurde. Phillips nimmt
an, daß geologische Prozesse in kleinen Gebieten ständig Krater einebneten, während insgesamt
die globale zufällige Verteilung erhalten blieb.
Diese zwei konträren Sichtweisen lösten einen klassischen wissenschaftlichen Streit aus. Die
Wahrheit liegt vermutlich in der Mitte.
In der gängigen Interpretation der letzten Jahrmilliarde der geologischen Geschichte der Venus
heißt es, daß vor 800 Millionen Jahren ein globaler Vulkanismus die meisten der älteren
Einschlagkrater auslöschte und die ausgedehnten vulkanischen Plateaus bildete. Danach hielt eine
verminderte vulkanische Aktivität an- bis zum heutigen Tag.
Rätselhafte geologische Formationen lassen vermuten, daß sich nicht nur die Venusoberfläche,
sondern auch das Klima des Planeten drastisch verändert haben könnte.
Verschiedene auffällige Linien erinnern an Oberflächenstrukturen, wie sie bei uns nur durch
flüssiges Wasser geschaffen wurden. Viele dieser seltsamen Formationen enden in
Kanalsystemen, die wie Flußdeltas aussehen. Aufgrund der extremen Trockenheit der Venus
glauben Planetologen, daß dort einst flüssige Salze (Calciumcarbonate oder Calciumsulfate)
strömten.
Die 1975 auf der Venus gelandeten sowjetischen Venera- Sonden hatten registriert, daß die
Oberflächengesteine bis zu 10% Calciummineralien und bis zu 5% Sulfate enthalten.
Laven, die mit diesen Salzen befrachtet sind, schmelzen erst bei Temperaturen, die einige
Dutzend bis Hunderte Grad oberhalb der heutigen Hitzegrade auf der Venus liegen.
Forscher
vermuten, daß einige hundert Meter bis mehrere Kilometer tief unter der Oberfläche riesige
Reservoire von geschmolzenem, carbonatischen Magma vorhanden sein könnten. Falls es auf der
Venus früher noch heißer war, könnten solche salzreichen flüssigen Laven zur Oberfläche
aufgestiegen sein und die heute sichtbaren Formationen geschaffen haben.
Die mysteriösen Tesserae (=älteste Gebiete auf der Venus) deuten ebenfalls auf höhere
Temperaturen in der Vergangenheit. Diese stark gefalteten Landschaften liegen inmitten
kontinentähnlicher Plateaus, die sich mehrere Kilometer über die Lavafelder des venusianischen
Flachlandes erheben. Die Plateaus könnten sich durch eine Drehung der Lithosphäre (der festen
Planetenhülle, bestehend aus Kruste und oberem Mantel) gebildet haben. Heute ist der äußere,
spröde Teil der Venus- Lithosphäre zu dick, um sich so zu verhalten.
Zur Entstehungszeit der
Tesserae muß die Planetenhülle dünner gewesen sein, was bedeutet, daß die Oberfläche damals
deutlich wärmer war.
Außerdem überziehen Risse und Falten den gesamten Planeten. Zumindest einige dieser Muster,
speziell die "wrinkled ridges" ("Runzeln"), dürften in Bezug zu zeitweisen Klimaschwankungen
stehen.
Planetologen nehmen an, daß die gesamte Lithosphäre jeweils gleichzeitig gedehnt oder
zusammengepreßt worden ist. Eine Schwankung der Oberflächentemperatur um 100°C hätte den
Druck in der Lithosphäre um 1 000 Bar erhöht. Solch ein Druck würde ausreichen, um auch die
Oberfläche der Venus in der beobachteten Weise zu deformieren.
Die lebensfeindlichen, extremen Bedingungen werden durch die gegensätzlichen Eigenschaften
der Bestandteile der Venus- Atmosphäre aufrechterhalten. Die Treibhausgase machen die
Atmosphäre der Venus teilweise durchlässig für ankommende Sonnenstrahlung, jedoch
vollkommen undurchlässig für abgehende Wärmestrahlung. Deshalb ist die
Oberflächentemperatur dreimal so hoch wie ohne diese Atmosphäre. Zum Vergleich: Auf der
Erde steigert der Treibhauseffekt die Oberflächentemperatur nur um etwa 15%.
Planetologen entwickelten ein Klimamodell für die Venus als ein vernetztes System verschiedener
Prozesse:
è Austritt vulkanischer Gase,
è Bildung von Wolken,
è Verlust von Wasserstoff in den Weltraum,
è Reaktionen atmosphärischer Gase mit Oberflächenmineralien.
Obwohl Kohlendioxid, Wasserdampf und Schwefeldioxid allesamt zur Erwärmung der
Atmosphäre beitragen, lösen letztere auch einen gegenteiligen Effekt aus.
die Bildung von
Wolken. Höhere Anteile von Wasserdampf und Schwefeldioxid würden nicht nur den
Treibhauseffekt steigern, sondern zugleich auch die Wolkendecke vergrößern, die das Sonnenlicht
zurück in den Weltraum reflektiert und den Planeten abkühlt. Wegen dieser konkurrierenden
Effekte ist bisher nicht geklärt, welche Auswirkungen beide Gase auf das Klima hatten.
Computersimulationen deuten darauf hin, daß sich zunächst die Wolken durchsetzten, so daß sich
die Oberfläche um etwa 100°C abkühlte. Nachdem sich die Wolken allmählich wieder auflösten,
drang Wasser in höhere Schichten vor, wo es durch Sonnenstrahlung zersetzt wurde. Langsam
entwich der Wasserstoff in den Weltraum; die Hälfte des Gases ging so innerhalb von 200
Millionen Jahren verloren.
Währenddessen reagierte das atmosphärische Schwefeldioxid mit den
Kalkgesteinen der Oberfläche.
Schwefeldioxid wird aus der Venus- Atmosphäre von Carbonaten viel schneller aufgenommen,
als Wasser in den Weltraum entweicht.
Als sich die Wolken ausdünnten, traf mehr Sonnenenergie auf die Oberfläche und erwärmte
diese. Nach rund 200 Millionen Jahren waren dann die Temperaturen so weit angestiegen, daß
die Wolken nach und nach von unten her verdunsteten. Je dünner die Wolkendecke wurde, um
so weniger Sonnenlicht reflektierte sie. Dadurch heizte sich die Oberfläche weiter auf, was nun
verstärkt die Wolken von unten her verdunsteten- und so fort.
Rund 400 Millionen Jahre lang war
alles, was von ihnen verblieb, ein dünner, hoher Wolkenschleier, der vorwiegend Wasser enthielt.
Rund 60 Millionen Jahre nach dem Einsetzen des globalen Vulkanismus endet dieser Prozeß.
Sofern bis dahin alle Vulkane erloschen waren, verschwanden zu dieser Zeit die letzten Wolken.
Um die dichten Wolken aufrechtzuerhalten, die heute die Venus umhüllen, muß es während der
letzten 30 Millionen Jahre aktive Vulkane gegeben haben. Die Vorgänge im Inneren des Planeten,
die den Vulkanismus an der Oberfläche hervorbringen, finden über Zeiträume von einigen
Dutzend Millionen Jahren hinweg statt. Daher gibt es wahrscheinlich auch heute noch aktive
Vulkane auf der Venus.
Vulkanismus könnte zeigen, warum die Oberflächentemperatur variierte
und würde außerdem viele der rätselhaften Formationen erklären, die von der Magellan- Sonde
entdeckt wurden.
Wenn die Sonne altert, wird sie heller. In etwa einer Milliarde Jahre werden die Ozeane der Erde
allmählich verdunsten. Das Klima wird dann unaufhaltsam in Richtung Treibhaus tendieren. Erde
und Venus, die einst als beinahe identische Zwillinge entstanden und sich seitdem so
unterschiedlich entwickelt haben, dürften eines fernen Tages wieder recht ähnlich aussehen. Die
Erforschung der Venus, wie fremd und lebensfeindlich sie uns auch erscheint, ist notwendig für
die Suche nach generellen Prinzipien der Klimaänderung, und für das Verständnis von
Zerbrechlichkeit und Stabilität unserer Heimat der Erde.
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