Die Venus

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 Aquatorgegend 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 erden wieder in die Aquatorgegend zurückverfrachtet. Treibhausgase lassen Sonnenlicht zur berfläche 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.