Absorption

Das Studium unserer Nachbarplaneten, wie Mars oder Venus bringt nicht nur neue Erkenntnisse über die Planeten selbst, sondern liefert darüber hinaus Informationen über deren Entstehung und somit auch über die Entstehung unseres Sonnensystems. Desweiteren trägt die Planetenforschung entscheidend zum Verständnis unseres eigenen Planeten bei. Der Rückgang von Ozon in der Erdatmosphäre beispielsweise, hängt stark mit der Anwesenheit von Chlor zusammen. Ein Vorgang, der in den 1970er Jahren zunächst in der Venusatmosphäre untersucht wurde. Als in den 1980er Jahren das Ozonloch über der Antarktis entdeckt wurde, begann die Suche nach der Ursache. Dabei wurden frühere Forschungsergebnisse einschließlich der Venusforschung berücksichtigt. Als Resultat wurde der Ausstoß von chlorhaltigen Gasen, wie FCKW (Fluorchlorkohlenwasserstoffe) stark reduziert.

An diesem Beispiel sieht man, dass sich auf unterschiedlichen Planeten ähnliche Prozesse abspielen können. Der Vergleich der Planeten untereinander soll aber auch der Frage dienen warum einige Planeten ganz anders sind als andere. So weiß man z.B. von der Venus, dass der Planet eine retrograde Rotation besitzt, die Sonne also im Westen auf und im Osten untergeht. Zählt man die retrograde Rotation von Uranus, welche sich aufgrund der stark gekippten Rotationsachse (> 100°) ergibt, nicht dazu, so ist Venus’ retrograde Rotation einzigartig unter den Planeten unseres Sonnensystems. Eine Besonderheit teilt sie jedoch mit dem Saturnmond Titan. Die Atmosphäre der Venus rotiert schneller um den Planeten als sich der Planet um sich selbst dreht, was als Superrotation bezeichnet wird. Mit Hilfe von Satellitenmessungen und bodengestützten Beobachtungen von der Erde aus, wurden maximale Windgeschwindigkeiten von bis zu 120 m/s in ca. 65 km Höhe gemessen. Diese Geschwindigkeiten sind typisch für äquatoriale Regionen zwischen 0° und 50° planetarer Breite. Bei dieser Geschwindigkeit rotiert die Atmosphäre in 4 – 5 Erdtagen um den gesamten Planeten, der für eine volle Umdrehung ca. 243 Erdtage benötigt. Jenseits der Äquatorregion nimmt die Windgeschwindigkeit in diesen Höhen jedoch deutlich ab. Die Mechanismen, die für die Superrotation verantwortlich sind, sind noch nicht vollständig geklärt. Es wird vermutet, dass sowohl atmosphärische Wellen, als auch die meridionale Zirkulation der Atmosphäre, die sog. Hadley-Zirkulation, die Schlüsselmechanismen bilden.

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Abbildung 1: Windzirkulationssystem in der Erdatmo- sphäre; Quelle: Wikipedia

Die Hadley-Zirkulation ist auch in Atmosphären anderer Planeten zu finden. Abbildung 1 zeigt eine vereinfachte Darstellung des Windzirkulationssystems in der Erdatmosphäre. Die Hadley-Zelle ist hier ein Teil des gesamten Systems und entsteht durch die unterschied- lich starke Sonnenein- strahlung auf der Erde. Die Äquatorregion wird von der Sonne stärker aufgeheizt als der Rest der Atmosphäre. Die aufgeheizte Luft wird leichter, steigt nach oben und bewegt sich anschließend in einer Höhe von ca. 10 bis 15 km zur den höheren Breiten. Dabei kühlt sie ab, wird dichter und sinkt in der Nähe der Subtropen nach unten. Von hier aus strömt sie in Bodennähe wieder in Richtung Äquator zurück. Die meridionale Ausdehnung der Hadley-Zelle in der Erdatmosphäre wird durch die Corioliskraft begrenzt. Sie sorgt dafür, dass die polwärts transportierte Luft zonal abgelenkt wird. Verglichen mit der Erde, ist auf der Venus die Corioliskraft aufgrund der langsamem Rotation des Planeten, vernachlässigbar klein. Dadurch ist hier die meridionale Ausdehnung der Hadley-Zelle größer. Wie groß sie tatsächlich ist, ist jedoch unbekannt. Eine Möglichkeit dies zu untersuchen bietet die Beobachtung von Spurengasen in der Venusatmosphäre. Sie werden von Winden transportiert und ihre globale Verteilung liefert somit einen Hinweis auf den Aufbau der Hadley-Zelle.

Eines dieser Spurengase ist Schwefelsäure (H2SO4). Schwefelsäure ist ein großer Bestandteil der Wolken in der Venusatmosphäre, die zwischen ca. 50 und 70 km Höhe den gesamten Planeten umhüllen. Die zu einem großen Teil aus Schwefelsäure bestehenden Tropfen der Wolken werden durch verschiedene Transportprozesse in der Atmosphäre verteilt. Eines dieser Prozesse ist die Hadley-Zirkulation. Sie transportiert die Tropfen in niedrigere Höhen, wo die Temperaturen steigen, die Schwefelsäure verdampft und sich direkt unter den Wolken eine ca. 15 km dicke Dunstschicht aus H2SO4 bildet.

Die globale Verteilung der Dunstschicht liefert Hinweise auf den Aufbau der Hadley-Zelle. Dies wird mit Hilfe des Radiookkultationsexperiments [Link zu Radio Science Methode] VeRa [Link zu VeRa] im Bereich für Planetenforschung am Rheinischen Institut für Umweltforschung untersucht. VeRa nutzt die Radiosignale (X- und S-Band) des Kommunikationssystems der Raumsonde Venus Express [Link zu Venus Express] um die Venusatmosphäre zu sondieren. Die Signale werden von der Raumsonde ausgesandt, durchqueren die Venusatmosphäre und werden in verschiedenen Bodenstationen auf der Erde aufgenommen. Die Venusatmosphäre verändert dabei die Frequenz und Amplitude der Signale. Aus der Veränderung wird unter anderem die Konzentration der gasförmigen Schwefelsäure berechnet. Schwefelsäure absorbiert das Radiosignal in Abhängigkeit von der Signalfrequenz. Durchquert das Radiosignal einen Atmosphärenbereich mit gasförmiger Schwefelsäure, wird es gedämpft und die empfangene Signalstärke in der Bodenstation wird geringer. Abbildung 2 zeigt einen typischen Verlauf der gemessenen Dämpfung eines Radiosignals im X-Band (rote Kurve). Auf der y-Achse ist die Höhe aufgetragen, in der das Radiosignal die Venusatmosphäre durchquert hat.

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Abbildung 2: Dämpfung des X-Band Radiosignals während der Ingress Messung am 21 August 2006 auf der Nachtseite des Planeten in hohen Breiten (68°N). Das rote Profil zeigt den gemessenen Abfall der Signalstärke. Die blaue Kurve zeigt den Beitrag der Defokussierung des Signals (siehe Text). Die Differenz wird durch das grüne Profil dargestellt.

Die Höhe wird aus dem geringsten Abstand des Radiosignals zum Planetenmittelpunkt (Venusradius: 6051,8 km) berechnet. Auf der x-Achse ist die Dämpfung in Dezibel angegeben. Obwohl sich gasförmige Schwefelsäure zwischen ca. 35 und 50 km Höhe befindet, erkennt man, dass das Signal bereits unterhalb von 100 km gedämpft wird. Dies liegt an der hohen Dichte der Atmosphäre, die nach unten hin stark zunimmt, wodurch auch der Brechungsindex stark zunimmt. Aufgrund dieses sehr starken radialen Gradienten des Brechungsindexes wird das Radiosignal beim Durchgang durch die Atmosphäre unterhalb von ca. 100 km stark defokussiert (engl. Defocussing Loss). Dies führt dazu, dass die empfangene Signalstärke geringer ist. Der Beitrag dieses Effekts wird durch das blaue Profil in Abbildung 2 dargestellt. Man erkennt deutlich, dass der gesamte Abfall der gemessenen Signalstärke oberhalb von ca. 55 km Höhe ausschließlich durch die Defokussierung des Radiosignals verursacht wird. Unterhalb dieser Höhe wird das Signal zusätzlich durch die gasförmige Schwefelsäure absorbiert, wodurch die Signalstärke noch stärker abnimmt. Das grüne Profil zeigt die Differenz des roten und des blauen Profils. Es stellt die Absorption des Radiosignals im X-Band dar, integriert über den gesamten Weg, den das Radiosignal zurückgelegt hat. Hieraus wird berechnet wie stark die Schwefelsäure das Radiosignal in der Venusatmosphäre absorbiert hat. Aus der gemessenen Absorption kann schließlich auf die Konzentration der gasförmigen Schwefelsäure geschlossen werden, nachdem die Beiträge von Kohlenmonoxid und Schwefeldioxid abgezogen wurden. Das linke Profil in Abbildung 3 zeigt die Absorption des X-Band Radiosignals in der Venusatmosphäre, während das rechte Profil die daraus berechnete H2SO4 Konzentration zeigt.

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Abbildung 3: Links: Absorption des X-Band Radiosignals in der Venusatmosphäre, berechnet aus dem grünen Profil in Abbildung 2. Rechts: Die Konzentration von gasförmiger Schwefelsäure, berechnet aus der Absorption des X-Band Radiosignals.

Man erkennt deutlich die dramatische Erhöhung der Absorption des Radiosignals und den damit verbundenen Anstieg der Schwefelsäurekonzentration unterhalb der Wolken. Die Orbitgeometrie von VenusExpress erlaubt die Sondierung der Venusatmosphäre in verschiedenen planetaren Breiten. Dadurch kann ein globales Bild über die Schwefelsäurekonzentration gewonnen werden. Der Konturplot in Abbildung 4 zeigt die zonal und zeitlich gemittelte H2SO4 Konzentration zwischen den Jahren 2006 und 2014.

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Abbildung 4: Zeitlich (2006 – 2014) und zonal gemittelte Konzentration der gasförmigen Schwefelsäure in der südlichen (-90-0°) und nördlichen Venushemisphäre (0-90°). Für die Erstellung wurden 460 H2SO4 Profile in Bereiche von 5° planetarer Breite gemittelt, welche aus der Absorption des VeRa X-Band Radiosignals berechnet wurden.

Auf der x- Achse ist die plane- tare Breite und auf  der y-Achse die Höhe aufgetragen. Auffallend ist die erhöhte Konzentration in der äquatorialen Region zwischen ca. 40°S und 40°N, mit maxima- len Werten von über 10 ppm. In Richtung der polaren Breiten nimmt die H2SO4 Konzentration ab und überschreitet in den polaren Gebieten kaum Werte von 1 ppm. Grund für diesen latitudinalen Gradienten ist die Temperatur im untersuchten Höhenbereich. Schwefelsäure wird durch photochemische Prozesse in der oberen Wolkenregion produziert. Aufgrund der niedrigen Temperaturen liegt es dort in flüssiger Form vor und bildet mit dem dort in geringer Menge vorkommenden Wasser, Tropfen aus H2SO4 und H2O. Durch verschiedene Transportprozesse, wie der Hadley Zirkulation, gelangen diese Tropfen in geringere Höhen, wo die Temperaturen höher sind und die Schwefelsäure verdampft. Abbildung 5 zeigt die Temperatur bei 50 km Höhe für die Süd- und Nordhemisphäre. Man erkennt, dass die Temperatur in den äquatorialen Breiten Höher ist als in den polaren Breiten in dieser Höhe. In den äquatorialen Breiten ist es bei ca. 50 km Höhe warm genug damit gasförmige Schwefelsäure existieren kann. In den polaren Gebieten sind in derselben Höhe die Temperaturen niedriger, so dass hier Schwefelsäure in flüssiger Form vorliegt.

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Abbildung 5: Temperatur in der Venusatmosphäre bei 50 km Höhe in der Süd (-90-0°)- und Nordhemisphäre (0-90°) des Planeten gemessen mit Radio Science Experiment VeRa zwischen 2006 und 2014.

Da für die Absorption der Radiowellen im X-Band nur gasförmige Schwefelsäure verantwortlich ist, werden sie in der Äquatorregion bei ca. 50 km Höhe stärker absorbiert als in den Polregionen in derselben Höhe. Wie bereits erwähnt, wird aus der Absorption der Radiowellen die H2SO4 Konzentration berechnet, so dass sich ein latitudinaler H2SO4 Gradient ergibt, wie er in Abbildung 4 zu sehen ist.

Allein aus der Beobachtung lässt sich die Frage nach der Morphologie der Hadley-Zelle nicht beantworten. Deshalb soll unterstützend dazu ein zweidimensionales Modell herangezogen werden, welches die wichtigen Transortprozesse in der Venusatmosphäre simuliert. Mit Hilfe dieses Modells soll unter anderem die Beobachtung der mittleren Schwefelsäurekonzentration als auch deren zeitliche Variation untersucht werden, um so Informationen über die dynamischen Prozesse in der Venusatmosphäre gewinnen zu können.