Die Evolution derDie Evolution derVenusatmosphäreVenusatmosphäre

Helmut LammerHelmut LammerÖsterreichische Akademie der Wissenschaften, Österreichische Akademie der Wissenschaften,

Institut für WeltraumforschungInstitut für WeltraumforschungSchmiedlstr. 6, ASchmiedlstr. 6, A--8042 Graz, Österreich8042 Graz, Österreich

Venus ExpressVenus Express

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Start 9 November 2005

Ankunft bei der Venus 11 April 2006

Begin der nominalen Operationsphase Juni 2006

Ende der nominalen Operationsphase. Begin einer erweiterten Operationsphase September2007

Ende der erweiterten Operationsphase und der Mission Januar 2009

Kürzeste Annäherung: 250-400 km

Entferntester Punkt: 66000 km

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Venus Express Venus Express →→ InstrumenteInstrumenteName Instrument Principal Investigator

ASPERA Analyser of Space Plasma and Energetic Ions

S. Barabash, IRF, Kiruna, Sweden.

MAG* Magnetometer T. Zhang, IWF, Graz, Austria.

PFS Planetary Fourier Spectrometer (IR)

V. Formisano, IFSI-CNR, Rome, Italy.

SpicaV/SOIR* UV-IR spectrometer for stellar and solar occultation

J.-L. Bertaux, SA-CNRS, Verriere, France.

VERA Venus Radio Science B. Häusler, Uni-BW, Muenchen, Germany.

VIRTIS* UV-Vis-IR Mapping spectrometer P. Drossard, Obs de Paris, Meudon, France, G. Piccioni, IASF-CNR, Rome, Italy.

VMC* Venus Monitoring Camera W. Markiewicz, MPS, Lindau, Germany

Spurengase Spurengase →→ aktiver aktiver Vulkanismus ?, etc.Vulkanismus ?, etc.

96 % CO2, 3 % N2

Dynamik der AtmosphäreDynamik der Atmosphäre

NIR: NIR: 50 km50 km

BlauBlau: 70 km

UVUV: >100 kmVIRTIS

VIRTIS spektrale Abtastung

VMC Globale Bilder

PFS Temperaturen und Winde

Dynamik der AtmosphäreSuperrotation, Winde, etc.

SonnenwindwechselwirkungSonnenwindwechselwirkungPlasma around Venus

ENA image at Mars

Sun

Mars

9045

ASPERA and MagnetometerGlobal plasma and neutral gasdistribution and velocitiesMagnetic field measurementsSolar wind - atmosphereinteractionStudy of escape processes

SPICAV/ SOIRNeutral atmosphere up to ~ 180 km

VeRaIonosphere up to ~ 600 km

Hatte die frühe Venus einen Wasser-Ozean?

Wurde die frühe Venusatmosphäre durch ein erdähnliches Magnetfeld geschützt ?

Vergleichende Studien für Magnetfeld-Umpolungen bei der Erde

Entstehungstheorien IEntstehungstheorien IDie klassische Hypothese → Venus entstand “trocken”

Die relativen Anteile CH4, CO, N2 und NH3 im solaren Nebel sind durch den folgenden chemischen Reaktionen definiert:

CH4 + H2O → CO + 3H2

und

2NH3 → N2 + 3H2

kühl ⇒ CH4 und NH3 (H2, CH4, N2, NH3, . . .)

heiß ⇒ CO und N2 (CO2, N2, . . ., H2 →Flucht)

[e.g., Lewis: Science 186, 440 – 443, 1974]

Entstehungstheorien Entstehungstheorien IIIINeue Erkenntnisse der Planetenentstehung

→ hatte Venus einen Wasser Ozean ?

[e.g., Morbidelli et al.: Met. Planet. Sci. 35, 1309 – 1320, 2000; Raymond et al.: Icarus 168, 1 – 17, 2004]

HH22O in der VenusatmosphäreO in der VenusatmosphäreDie gegenwärtige Venusatmosphäre ist trocken

→ 0.3 mbar H2OBeobachtungen von Pioneer Venus und spektroskopischeBeobachtungen von der Erde

- Deuterium zu Wasserstoff (D/H) 1.9×10-2oder 120 ± 40 mal dem irdischen Verhältnis

Kann man daraus schließen das die frühe Venus einen H2O Anteil von ≈ 0.3 % (0.8 bar) eines irdischen Ozeans (1TO ≈ 265 bar) hatte ?

Nein → Wasserdampf könnte noch immer vom Innerenin die Atmosphäre gelangen oder von Kometenimpaktein die Atmosphäre gelangt sein

Die frühe Sonne I Die frühe Sonne I →→ LeuchtkraftLeuchtkraft

1.34Erde

Wolken

[Guinan and Ribas: ASP 269, 85 – 107, 2002]

Die gegenwärtige Solarkonstante (SK) im Venusorbit ist 1.91ErdeVor ca. 4.5 Milliarden Jahre war die SK bei 0.7 AU ca. 1.34Erde

[e.g., Kasting: Icarus 74, 472 – 494, 1988]

Kurze WellenlKurze Wellenläängen Xngen X--rays und EUVrays und EUV

Energiebilanz der oberen Atmosphäre Energiebilanz der oberen Atmosphäre Aufheizung durch CO2, N2, O2, CO, und O Ionisation (λ < 102.7 nm)

Aufheizung durch O2 und O3 Dissoziation durch solare UV-Strahlung

Chemische Erwärmung durch exothermische 3-Körper Reaktionen

→ M sind CO2, N2 und CO Moleküle und O und He Atome

Wärmeleitung

Turbulente Energieverteilung

IR-Kühlung von CO2 (15 µm), CO, O3, und O (63 µm)

[Kulikov et al.: PSS in press, 2006]

Die frühe Sonne II Die frühe Sonne II →→ XX--rays, EUVrays, EUV

[Ribas et al.: ApJ 622, 680 – 694, 2005]

Die frühe Sonne III Die frühe Sonne III →→ SonnenwindSonnenwind

[Ribas et al.: ApJ 622, 680 – 694, 2005]

→ Maximum expected

→ Average expected

→ Minimum expected

→Sudden cut-off ?

[Wood et al.: ApJ 574, 412 –425, 2002;Kulikov et al.: PSS in press, 2005]

[Newkirk, Jr.: Geochi. Cosmochi. Acta Suppl., 13, 293–301;Kulikov et al.: PSS in press, 2006]

Aufheizung der oberen Atmosphäre Aufheizung der oberen Atmosphäre

[Kulikov et al.: PSS in press, 2006]

COCO22/N/N22 Mischungsverhältnisse Mischungsverhältnisse

[Kulikov et al.: PSS in press, 2006]

Was passiert bei der Verdampfung Was passiert bei der Verdampfung eines Heines H22O OzeansO Ozeans

Die Flucht von Wasserstoff schützt die schwereren Bestandteile in der tieferen Atmosphäre

→ Nur ca. 30 % von O kann mit dem Wasserstoff entkommen !Ähnlichkeiten mit heißen Exoplaneten “Hot Jupiter’s”

H

HH

H

H

H

HH

H

H

H

H

H

HO, O2CO2, N2

O, O2CO2, N2

O, O2

CO2, N2

O, O2

CO2, N2

VenusO

OO

O

OO

H2O + hν → H + H + O

Wasserstoffflucht von der Wasserstoffflucht von der frühen Venusfrühen Venus

H2O Mischungs-verhältnis in 90 km

[Kulikov et al.: PSS in press, 2006]

[Kulikov et al.: PSS in press 2006]

Wasserflucht von der frühen VenusWasserflucht von der frühen Venus

Wo ist der verbliebene Sauerstoff? → verloren im Weltraum oderoxidiert im Boden

SonnenwindSonnenwind--WechselwirkungWechselwirkung

Modellierung der atomaren Modellierung der atomaren SauerstoffdichteSauerstoffdichte

[Kulikov et al.: PSS in press, 2006]

Ionosphäre Ionosphäre →→ “heißer” Sauerstoff “heißer” Sauerstoff

[Kulikov et al.: PSS in press, 2006]

O2+ + e → O* + O* + ∆E

“kalter” und“kalter” und “heißer” Sauerstoff “heißer” Sauerstoff

[Kulikov et al.: PSS in press, 2005]

Sonnenwinderosion von SauerstoffSonnenwinderosion von Sauerstoffüber Venus’ Vergangenheitüber Venus’ Vergangenheit

Maximum sw

Mittel sw

Minimum sw

sw cut-off

[Kulikov et al.: PSS in press, 2006]

Nur ein Verlustprozess (Pick up) von 3 Prozesse berücksichtigt !

Wenn Venus trocken entstand Wenn Venus trocken entstand -- wieso wieso beobachtet man keine Anreicherung beobachtet man keine Anreicherung

von schweren Isotopen?von schweren Isotopen?

[Lammer and Bauer: Space Sci. Rev. 106, 281-292, 2003]

Wir sollten eine Anreicherung von 18O 15N, 13C Isotopen im Vergleichzur Erde beobachten !

Vergleichende PlanetologieVergleichende Planetologie

Die Evolution derVenusatmosphäreVenus ExpressVenus Express InstrumenteSpurengase aktiver Vulkanismus ?, etc.Dynamik der AtmosphäreSonnenwindwechselwirkungEntstehungstheorien IEntstehungstheorien IIH2O in der VenusatmosphäreDie frühe Sonne I LeuchtkraftKurze Wellenlängen X-rays und EUVEnergiebilanz der oberen AtmosphäreDie frühe Sonne II X-rays, EUVDie frühe Sonne III SonnenwindAufheizung der oberen AtmosphäreCO2/N2 MischungsverhältnisseWas passiert bei der Verdampfung eines H2O OzeansWasserstoffflucht von der frühen VenusSonnenwind-WechselwirkungModellierung der atomaren SauerstoffdichteIonosphäre “heißer” Sauerstoff“kalter” und “heißer” SauerstoffSonnenwinderosion von Sauerstoffüber Venus’ VergangenheitWenn Venus trocken entstand - wieso beobachtet man keine Anreicherung von schweren Isotopen?Vergleichende Planetologie