Die Evolution der Venusatmosphäre

Transkript

1 Die Evolution der Venusatmosphäre elmut Lammer Österreichische Akademie der Wissenschaften, Institut für Weltraumforschung Schmiedlstr. 6, A-8042 A Graz, Österreich

2 Start 9 November 2005 Venus Express Ankunft bei der Venus 11 April 2006 Begin der nominalen Operationsphase Juni 2006 Ende der nominalen Operationsphase. Begin einer erweiterten Operationsphase September 2007 Ende der erweiterten Operationsphase und der Mission Januar 2009 Kürzeste Annäherung: km Entferntester Punkt: km

3 Venus Express Instrumente Name 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. äusler, 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

4 Spurengase aktiver Vulkanismus?, etc. 96 % CO 2, 3 % N 2

5 Dynamik der Atmosphäre VIRTIS spektrale Abtastung VMC Globale Bilder PFS Temperaturen und Winde Dynamik der Atmosphäre Superrotation, Winde, etc. Blau: Blau 70 km NIR: 50 km UV: UV >100 km VIRTIS

6 Sonnenwindwechselwirkung ASPERA and Magnetometer Global plasma and neutral gas distribution and velocities Magnetic field measurements Solar wind - atmosphere interaction Study of escape processes SPICAV/ SOIR Neutral atmosphere up to ~ 180 km VeRa Ionosphere up to ~ 600 km atte die frühe Venus einen Wasser-Ozean? Wurde die frühe Venusatmosphäre durch ein erdähnliches Magnetfeld geschützt? Vergleichende Studien für Magnetfeld- Umpolungen bei der Erde Plasma around Venus Sun Mars ENA image at Mars 45 90

7 Entstehungstheorien I Die klassische ypothese Venus entstand trocken Die relativen Anteile C 4, CO, N 2 und N 3 im solaren Nebel sind durch den folgenden chemischen Reaktionen definiert: und C O CO N 3 N kühl C 4 und N 3 ( 2, C 4, N 2, N 3,...) heiß CO und N 2 Flucht) (CO 2, N 2,..., 2 [e.g., Lewis: Science 186, , 1974]

8 Entstehungstheorien II Neue Erkenntnisse der Planetenentstehung hatte Venus einen Wasser Ozean? [e.g., Morbidelli et al.: Met. Planet. Sci. 35, , 2000; Raymond et al.: Icarus 168, 1 17, 2004]

9 2 O in der Venusatmosphäre Die gegenwärtige Venusatmosphäre ist trocken 0.3 mbar 2 O Beobachtungen von Pioneer Venus und spektroskopische Beobachtungen von der Erde - Deuterium zu Wasserstoff (D/) oder 120 ± 40 mal dem irdischen Verhältnis Kann man daraus schließen das die frühe Venus einen 2 O Anteil von 0.3 % (0.8 bar) eines irdischen Ozeans (1TO 265 bar) hatte? Nein Wasserdampf könnte noch immer vom Inneren in die Atmosphäre gelangen oder von Kometenimpakte in die Atmosphäre gelangt sein

10 Die frühe Sonne I Leuchtkraft Wolken 1.34 Erde [Guinan and Ribas: ASP 269, , 2002] Die gegenwärtige Solarkonstante (SK) im Venusorbit ist 1.91 Erde Vor ca. 4.5 Milliarden Jahre war die SK bei 0.7 AU ca Erde [e.g., Kasting: Icarus 74, , 1988]

11 Kurze Wellenlängen ngen X-rays X und EUV

12 Energiebilanz der oberen Atmosphäre Aufheizung durch CO 2, N 2, O 2, CO, und O Ionisation (λ < nm) Aufheizung durch O 2 und O 3 Dissoziation durch solare UV-Strahlung Chemische Erwärmung durch exothermische 3-Körper Reaktionen M sind CO 2, N 2 und CO Moleküle und O und e Atome Wärmeleitung Turbulente Energieverteilung IR-Kühlung von CO 2 (15 µm), CO, O 3, und O (63 µm) [Kulikov et al.: PSS in press, 2006]

13 Die frühe Sonne II X-rays, EUV [Ribas et al.: ApJ 622, , 2005]

14 Die frühe Sonne III Sonnenwind Maximum expected Average expected Minimum expected Sudden cut-off? [Ribas et al.: ApJ 622, , 2005] [Newkirk, Jr.: Geochi. Cosmochi. [Wood et al.: ActaApJ Suppl., 574, 13, ; 425, 2002; Kulikov et al.: PSS in press, Kulikov 2006] et al.: PSS in press, 2005]

15 Aufheizung der oberen Atmosphäre [Kulikov et al.: PSS in press, 2006]

16 CO 2 /N 2 Mischungsverhältnisse [Kulikov et al.: PSS in press, 2006]

17 Was passiert bei der Verdampfung 2 O + hν + + O eines 2 O Ozeans O O, O 2 CO 2, N 2 O O O, O 2 CO 2, N 2 O Venus O, O 2 CO 2, N 2 O O, O 2 CO 2, N 2 O 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 ot Jupiter s

18 Wasserstoffflucht von der frühen Venus 2 O Mischungsverhältnis in 90 km [Kulikov et al.: PSS in press, 2006]

19 Wo ist der verbliebene Sauerstoff? verloren im Weltraum oder oxidiert im Boden Wasserflucht von der frühen Venus [Kulikov et al.: PSS in press 2006]

20 Sonnenwind-Wechselwirkung

21 Modellierung der atomaren Sauerstoffdichte [Kulikov et al.: PSS in press, 2006]

22 Ionosphäre heißer Sauerstoff [Kulikov et al.: PSS in press, 2006] O 2+ + e O * + O * + E

23 kalter und heißer Sauerstoff [Kulikov et al.: PSS in press, 2005]

24 Sonnenwinderosion von Sauerstoff über 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!

25 Wenn Venus trocken entstand - wieso beobachtet man keine Anreicherung von schweren Isotopen? [Lammer and Bauer: Space Sci. Rev. 106, , 2003] Wir sollten eine Anreicherung von 18 O 15 N, 13 C Isotopen im Vergleich zur Erde beobachten!

26 Vergleichende Planetologie