Die Venus, so heißt es manchmal, sei ein Zwilling der Erde, weil beide ähnliche Größe haben und die Sonne auf benachbarten Bahnen umkreisen. Die Pioneer-Venus-Mission der amerikanischen Luft- und Raumfahrtbehörde NASA, die 14 Jahre lang Daten lieferte, hat jedoch gezeigt, daß eher ein Vergleich zwischen Dr. Jekyll und Mr. Hyde angebracht wäre: Die Oberfläche des nach Merkur zweiten inneren Planeten schwelt unter einer dichten Kohlendioxidhülle, in der Wolken aus ätzender Schwefelsäure dahintreiben; und weil ein magnetisches Feld fehlt, sind die oberen Atmosphärenschichten dem fortwährenden Hagel geladener Teilchen von der Sonne ausgesetzt. Als die Orbitalsonde von Pioneer Venus im Oktober 1992 in diesem lebensfeindlichen Gasgemisch verglühte, endete nicht nur eine Planetenmission, sondern auch eine Ära des US-Weltraumforschungsprogramms – in der gegenwärtigen Phase knapper staatlicher Haushaltsmittel ist völlig offen, wann der Menschheit einmal wieder ein Blick aus nächster Nähe auf unseren Nachbarplaneten vergönnt sein wird.

Die Daten von Pioneer Venus ergänzen die aufsehenerregenden Radarbilder, welche die Sonde Magellan aufgenommen hat (Spektrum der Wissenschaft, Februar 1991, Seite 76). Während die Magellan-Mission sich aber hauptsächlich auf die Oberflächengeologie und die innere Struktur des Planeten konzentrierte, untersuchten die Pioneer-Geräte Zusammensetzung und Dynamik seiner Atmosphäre und seiner unmittelbaren Umgebung. Die Ergebnisse zeigen, wie Venus und Erde sich infolge scheinbar geringer Unterschiede in den physikalischen Anfangsbedingungen sehr verschieden entwickelt haben. Dieses Wissen hilft auch, mögliche Folgen menschlicher Aktivitäten für die Zukunft unserer irdischen Umwelt zu untersuchen.

Für das Projekt wurden zwei Einheiten auf den Weg gebracht: der Orbiter (Pioneer Venus 1) und die Multisonde (Pioneer Venus 2). Der Orbiter beherbergte ein Dutzend Instrumente, die Zusammensetzung und Aufbau der oberen Atmosphäre und der Ionosphäre – einer elektrisch geladenen Schicht zwischen der eigentlichen Gashülle und dem Weltraum – bestimmten. Die Multisonde bestand wiederum aus vier Landekapseln, einer großen und drei kleinen untereinander identischen; sie hatten während ihres Eindringens in die Atmosphäre laufend Meßwerte zu übertragen.

Nach ihrem Start im August 1978 erreichte die Multisonde am 9. Dezember desselben Jahres den Planeten. Vierundzwanzig Tage vor ihrer Ankunft gab sie die große Kapsel frei, fünf Tage später auch die drei kleinen, die sich auf verschiedenen Kursen weiterbewegten. Die Sonden näherten sich hohen und niedrigen Breitengraden der Venus sowohl von der Tag- als auch von der Nachtseite her. Auf diese Weise hoffte man eine möglichst umfassende Vorstellung von den atmosphärischen Bedingungen auf diesem Planeten zu gewinnen.

Der Orbiter war bereits im Mai 1978 gestartet, kam aber wegen einer längeren Flugbahn nur fünf Tage vor der Multisonde, am 4. Dezember 1978, am Ziel an. Das Raumfahrzeug schwenkte in eine stark exzentrische Umlaufbahn ein, auf der es der Oberfläche der Venus auf 150 bis 200 Kilometer nahe kam; somit konnten seine Instrumente die Ionosphäre und die obere Atmosphäre direkt vermessen. Jeweils etwa zwölf Stunden nach der größten Annäherung hatte sich der künstliche Satellit mit 66900 Kilometern so weit entfernt, daß er mit seinen Fernerkundungsgeräten Totalaufnahmen des Planeten anzufertigen und die Bedingungen im angrenzenden Weltraum zu untersuchen vermochte (Bild 1).

Im Schwerefeld der Sonne begann die Umlaufbahn sich allmählich zu ändern, und von 1986 an kam die Raumsonde dem Planeten immer näher. Nachdem der Treibstoffvorrat für die Steuerdüsen erschöpft war, tauchte sie bei jedem folgenden Umlauf tiefer in die Venus-Atmosphäre ein, bis sie schließlich wie ein Meteor verglühte.


Paradies und Hölle

Bereits lange vor diesem Zeitpunkt wußten die Astronomen, daß die Venus keineswegs dem Bild eines Zwillings der Erde gerecht wird. Während unser Heimatplanet ideale Bedingungen für die Existenz von flüssigem Wasser und Lebewesen aufweist, könnte man unseren kosmischen Nachbarn wohl eher als eine planetarische Ausgabe der Hölle bezeichnen. Mit 450 Grad Celsius übertrifft die Oberflächentemperatur den Schmelzpunkt von Blei, und der Luftdruck am Boden ist ungefähr 93mal so hoch wie auf der Erde.

Atmen wäre auf der Venus völlig unmöglich: Im Gegensatz zur irdischen Luft, die 78 Prozent Stickstoff und 21 Prozent Sauerstoff enthält, besteht die wesentlich dichtere Venus-Atmosphäre fast ausschließlich aus Kohlendioxid. Gasförmiger Stickstoff ist dort zwar in etwa gleicher Menge vorhanden wie auf der Erde; weil aber die Menge atmosphärischen Kohlendioxids das 30000fache des irdischen Wertes beträgt, hat dieses Gas – das zweithäufigste auf der Venus – einen Anteil von nur 3,5 Prozent. Insgesamt verfügt die Erde auch über so viel Kohlendioxid, wie in der Venus-Atmosphäre enthalten ist. Es liegt allerdings nur zum kleinen Teil als Gas vor; die weitaus größere Menge findet sich chemisch gebunden in Carbonatgesteinen. Viele der erheblichen Unterschiede zwischen den Umweltbedingungen auf beiden Planeten rühren daher.

Die größere der vier Landekapseln hatte einen Massenspektrometer und einen Gaschromatographen an Bord, mit denen die genaue Zusammensetzung der Venus-Atmosphäre bestimmt wurde. Auffällig ist die extreme Trockenheit: Die Gashülle enthält nur ein Hunderttausendstel des Wassers, das sich in den irdischen Ozeanen befindet. Gelänge es, alles Wasser der Venus auf ihrer Oberfläche zu kondensieren, so würde eine globale Pfütze von nur wenigen Zentimetern Tiefe entstehen.

Wenn überhaupt, ist nur wenig molekularer Sauerstoff in den unteren Atmosphärenschichten vorhanden. Auf der Erde wird dieses lebenswichtige Gas bei der pflanzlichen Photosynthese freigesetzt, ohne die unser Planet ähnlich sauerstoffarm wäre. Die Atmosphäre der Venus ist hingegen erheblich reicher an schwefelhaltigen Gasen, insbesondere Schwefeldioxid, während auf der Erde der Regen solche Verbindungen aus der Luft wäscht.

Aus dem Vorkommen von atmosphärischen Spurengasen läßt sich auf die innere Dynamik eines Planeten schließen. Das Edelgas-Isotop Argon-40 zum Beispiel entsteht beim radioaktiven Zerfall von Kalium-40, das praktisch alle Gesteine enthalten. Wenn das Innere eines Planeten in Bewegung ist, gelangt in großer Tiefe entstandenes Argon-40 nach und nach durch die Oberfläche und sammelt sich im Laufe der Jahrmilliarden in der Atmosphäre an. Wie Pioneer Venus feststellte, enthält die der Venus erheblich weniger Argon-40 als die irdische. Dies belegt, wie unterschiedlich in beiden Planeten der Masse- und Wärmetransport zwischen dem Inneren und der Oberfläche erfolgt. Magellan fand zwar Hinweise auf einen in früheren Zeiten weitverbreiteten Vulkanismus, aber keine Anzeichen einer Plattentektonik, wie sie für die Erde typisch ist.

Auch in anderer Hinsicht unterscheidet sich die Venus von der Erde: Ihre Atmosphäre weist einen höheren Anteil an chemisch inaktiven Edelgasen – insbesondere an Neon und anderen Argon-Isotopen – auf, die schon seit Entstehung des Planeten vorhanden waren. Dies läßt vermuten, daß die Venus sehr viel mehr ihrer ursprünglichen Atmosphäre zurückbehalten hat als die Erde. Man vermutet, daß der größte Teil der irdischen Uratmosphäre beim Einschlag eines Himmelskörpers von der Größe des Mars verlorengegangen ist; viele Planetenforscher meinen im Erdmond die mittlerweile verfestigte Schuttwolke wiederzuerkennen, die bei einem solch katastrophalen Zusammenstoß entstanden sein muß.


Der Treibhauseffekt und seine Folgen

Die dichte, hauptsächlich aus Kohlendioxid bestehende Atmosphäre schafft direkt die unwirtlichen Bedingungen am Grund. Auf einem Himmelskörper ohne Gashülle wie etwa dem Mond hängt die Oberflächentemperatur einfach von dem Gleichgewicht zwischen der absorbierten Sonnenstrahlung und der ins All abgegebenen Wärme ab; doch mit einer Atmosphäre werden die Prozesse erheblich komplizierter. So hindert das Gas einen Teil der Sonnenstrahlung daran, den Boden zu erreichen. Durch Konvektion wird Wärme entzogen und nach außen transportiert. Weit wichtiger aber ist die Fähigkeit der Atmosphäre, die vom Boden emittierte Infrarotstrahlung abzufangen und zurückzustrahlen. Dabei wärmt sich die Oberfläche weiter auf – ein Vorgang, der als Treibhauseffekt bekannt ist: Das Sonnenlicht vermag zwar mehr oder weniger ungehindert zum Boden vorzudringen und diesen zu erwärmen, aber die von ihm ausgesandten langwelligeren Infrarotstrahlen können nicht mehr nach außen gelangen, so daß die Temperatur steigt. Die Stärke des Treibhauseffekts hängt nun davon ab, wie effektiv die Atmosphäre Infrarotstrahlung abzufangen vermag. Die wichtigsten Treibhausgase auf der Erde, Kohlendioxid und Wasserdampf, absorbieren unterschiedliche Strahlungsbereiche aus dem elektromagnetischen Spektrum. Stiege die Konzentration dieser Gase, so würde sich der Treibhauseffekt verstärken – deshalb sorgt man sich über die Auswirkungen des durch menschliche Aktivität freigesetzten Kohlendioxids auf das Klima. Die Erdatmosphäre ist andererseits für Infrarotstrahlung mit Wellenlängen zwischen 8 und 13 Mikrometern (tausendstel Millimetern) weitgehend durchlässig, wenn auch Ozon, Methan, Freon und andere Gase Strahlen in schmalen Abschnitten dieses Spektralbandes absorbieren. Dieses quasi offenstehende Fenster im irdischen Treibhaus begrenzt wiederum die Erwärmung. Wie Pioneer Venus gezeigt hat, ist der Treibhauseffekt auf unserem Nachbarplaneten weitaus wirkungsvoller. Mit den Daten der vier Atmosphärensonden konnten die auswertenden Wissenschaftler ein mathematisches Modell erstellen, das die in verschiedenen Höhen gemessenen Temperaturen sehr gut wiedergibt. Daraus ergab sich, daß Kohlendioxid das wichtigste Treibhausgas auf der Venus ist, seine Wirkung durch Wasserdampf, Wolken, Schwefeldioxid und Kohlenmonoxid aber noch verstärkt wird. Das Gas- und Schwebstoffgemisch in der Venus-Atmosphäre verhindert eine thermische Abstrahlung bei fast allen Wellenlängen, was die extrem hohen Oberflächentemperaturen erklärt (Kasten auf Seite 51). Diese Befunde verdeutlichen, wie wichtig es ist, mehr darüber zu lernen, auf welche Weise die aus anthropogenen Quellen stammenden Treibhausgase das irdische Klima beeinflussen. Lange Zeit fragten sich die Astronomen, wie die Venus im Vergleich zur Erde eigentlich so heiß und trocken werden konnte, insbesondere wenn man bedenkt, daß beide Planeten anfänglich wohl über eine ähnliche Zusammensetzung verfügten. Der gegenwärtigen Theorie zufolge wuchsen die beiden Planeten allmählich aus einem Konglomerat kleinerer Himmelskörper, die immer wieder mit anderen zusammenstießen und manche von ihnen anlagerten, auf ihre jetzige Größe an. Durch die Kollisionen gelangten aber auch wiederholt kleinere Materiemassen auf Bahnen, die früher oder später den Weg des jeweils anderen Protoplaneten kreuzten. Darum sollten Erde und Venus vergleichbare Mengen an wasserhaltigem Material angesammelt haben, selbst wenn Wasser im noch jungen Sonnensystem sehr ungleichmäßig verteilt gewesen wäre. Die nahezu gleichen Mengen an Kohlendioxid und Stickstoff auf beiden Planeten bestärken die Vermutung, daß sie anfangs auch über vergleichbare Wassermengen verfügten. In der Frühzeit von Erde und Venus bildeten aus dem Planeteninneren ausströmende Gase und verdampfte Überreste eishaltiger Meteoriten rasch dichte Atmosphären (Bild 5). Auf der Erde kondensierte der Wasserdampf bald zu Seen und Ozeanen, was für die weitere klimatische Entwicklung von entscheidender Bedeutung war. Ein Großteil des atmosphärischen Kohlendioxids wurde rasch in Form von festem Carbonat in einer Reaktion abgeschieden, die bei der chemischen Verwitterung von Gesteinen in Gegenwart von flüssigem Wasser stattfindet. Auch die Venus mag anfangs zum großen Teil von Ozeanen bedeckt gewesen sein. Die noch junge Sonne leuchtete etwa 30 Prozent schwächer als heute, so daß die Temperaturen auf dem Planeten durchaus unter dem Siedepunkt gelegen haben könnten (die Venus ist der Sonne auf ihrer Umlaufbahn um 28 Prozent näher als die Erde, so daß sie doppelt soviel Sonnenstrahlung erhält). Als die Helligkeit der Sonne zunahm, muß das Wasser jedoch irgendwann verdampft sein. Seit dieser Zeit konnte Kohlendioxid – das durch Vulkanausbrüche oder Meteoriteneinschläge nachgeliefert wurde – nicht länger durch chemische Verwitterung aus der Atmosphäre entfernt werden. Die Konzentration dieses Gases stieg folglich an, was den Treibhauseffekt immer mehr verstärkte und die Venus schließlich in die kohlendioxidbeherrschte Gluthölle umwandelte, die wir nun kennen. Eine Frage bleibt jedoch: Nachdem die Meere verdunstet waren, sollte die Atmosphäre von Wasserdampf erfüllt gewesen sein – im Gegensatz zu den Beobachtungen. Wo aber ist all das Wasser geblieben? Pioneer Venus hat uns einer Antwort nähergebracht. Wie die Meßdaten zeigen, verliert die Venus bis zum heutigen Tage Feuchtigkeit. Wassermoleküle oberhalb der Wolken spalten sich bei Reaktionen mit dem Sonnenlicht und anderen Molekülen in ihre Bestandteile Wasserstoff und Sauerstoff auf. Die leichten Wasserstoffatome entkommen sodann, vermutlich indem sie bei Kollisionen mit energiereichen Molekülen oder Atomen in der oberen Atmosphäre oder des Sonnenwinds, eines Stromes geladener Partikeln von der Sonne, beschleunigt werden. Die Sauerstoffatome verbinden sich entweder mit Mineralen auf der Planetenoberfläche oder entweichen ebenfalls durch Wechselwirkung mit dem Sonnenwind ins All. Vor wenigen Milliarden Jahren enthielt die obere Atmosphäre der Venus noch erheblich mehr Wasser als derzeit; zugleich emittierte die Sonne weit mehr Ultraviolettstrahlung. Der Wasserverlust pro Zeiteinheit muß demnach damals viel größer gewesen sein. Berechnungen zufolge könnte in den 4,5 Milliarden Jahren, die das Sonnensystem existiert, ohne weiteres so viel Wasser von der Venus ins All entwichen sein, wie alle irdischen Meere noch heute enthalten. Wegen ihrer gemäßigten Oberflächentemperaturen vermochte die Erde ihr Wasserreservoir zu bewahren. Das irdische Wasser befindet sich hauptsächlich auf der Oberfläche und in der unteren Atmosphäre; nur wenig davon erreicht die oberen Luftschichten, von wo aus es ins Weltall entweichen könnte. Im Gegensatz dazu erhitzte sich auf der Venus – nachdem die dortigen Ozeane erst einmal zu kochen angefangen hatten – die Gashülle immer weiter, wodurch mehr und mehr Wasserdampf in die oberen Atmosphärenschichten geriet. Gleichwohl ist das Wasser auf der Venus nicht völlig verschwunden. Beobachtungen der oberen Atmosphäre durch die Orbitalsonde Pioneer Venus 1 zeigen, daß noch immer Wasserstoffatome und -ionen pro Sekunde entweichen. Mit einer solchen Verlustrate sollte alles Wasser in der Atmosphäre innerhalb von 200 Millionen Jahren verschwunden sein. Da die Venus mehr als 20mal so alt ist, muß es irgendeinen Mechanismus geben, der den fortwährenden Wasserverlust kompensiert. Höchstwahrscheinlich tragen mehrere äußere und innere Quellen dazu bei – zum Beispiel einfallende Kometen und eishaltige Asteroiden sowie Vulkanausbrüche oder andere, eher kontinuierliche Vorgänge, bei denen Wasser aus dem Venusboden entweicht. Noch ist allerdings zu wenig über den Wasserhaushalt des Planeten bekannt, so daß es durchaus sein kann, daß Pioneer Venus die letzten Reste einer einstmals wasserreichen Atmosphäre beobachtet hat.

Säurewolken

Trotz ihres Wassermangels ist die Venus in dichte Wolken gehüllt, die einen Blick mit gewöhnlichen Teleskopen auf ihre Oberfläche verwehren. Von jeher haben die Astronomen über Ursache und Zusammensetzung dieser Wolken gerätselt. Zu Beginn der Pioneer-Mission waren sich die Planetenforscher schon weitgehend darin einig, daß sie hauptsächlich aus einer konzentrierten wäßrigen Lösung von Schwefelsäure bestünden. Doch erst durch Orbiter ließ sich klären, wie sich diese Verbindung eigentlich bildet. Auf seiner Umlaufbahn beobachtete der Satellit die Oberfläche der Wolken mit einem Ultraviolett-Spektrometer, das verschiedene Atome und Moleküle anhand ihres Emissions- und Absorptionsspektrums zu erkennen vermochte. Zusätzlich bestimmte der Gaschromatograph auf der großen Landekapsel die chemische Zusammensetzung unterhalb der Hauptwolkenschicht.

Demnach spaltet in den oberen Wolkenlagen in etwa 60 bis 70 Kilometern Höhe die Ultraviolettstrahlung der Sonne atmosphärisches Schwefeldioxid in molekulare Bruchstücke. Diese Radikale durchlaufen eine Reihe chemischer Reaktionen mit ebenfalls gespaltenen Wassermolekülen und enden schließlich als winzige Schwefelsäuretröpfchen, die unter dem Einfluß der Schwerkraft und von Luftströmungen getrieben allmählich absinken. Dabei stoßen sie mit anderen Tröpfchen zusammen und nehmen Schwefelsäuredampf aus der Luft auf; so wachsen sie langsam an, bis sie unterhalb der Wolken wieder zu Schwefeldioxid und Wasser zerfallen.

In Höhen zwischen 48 und 30 Kilometern, also gerade unterhalb der Wolkendecke, fanden die Instrumente der verschiedenen Landekapseln winzige Partikeln von weniger als einem tausendstel Millimeter Durchmesser. Strömungen in der Atmosphäre treiben diese Teilchen zusammen mit Schwefelsäuredampf in höhere, kühlere Schichten, wo sie als Kondensationskeime wirken, auf denen sich die Schwefelsäure niederschlägt. Dadurch bilden sich wesentlich größere Partikeln, die sich im unteren Teil der Wolken konzentrieren. Ihre Dichte dort ist nicht überall gleich, was vermutlich auf unregelmäßig wehende Auf- und Abwinde zurückzuführen ist.

Eine weitere Beobachtung hat für Aufregung und kontroverse Debatten gesorgt: Im Laufe der Meßkampagne schien die Konzentration von Schwefeldioxid nahe der Wolkenoberseite beständig abzunehmen. Einige Wissenschaftler interpretierten dies dahingehend, daß unmittelbar vor Ankunft der Sonden eine gewaltige Vulkanexplosion Schwefel in die Atmosphäre geschleudert habe – ein untrügliches Indiz für noch anhaltende vulkanische Aktivität auf der Venus. Nach Abklingen der Eruption würde der Schwefelgehalt der Atmosphäre dann wie beobachtet wieder abnehmen. Andere Forscher hingegen meinten, die Veränderungen im Schwefelgehalt könnten eine Folge normaler Schwankungen der atmosphärischen Zirkulation sein. Bis heute ist diese Frage noch nicht zweifelsfrei geklärt.


Dynamik der Atmosphäre

Strömungen und Zirkulation der Venus-Gashülle sind besonders interessant, weil sie Einblicke in die atmosphärische Dynamik und damit in das Wettergeschehen eines Planeten bieten, der sich von der Erde in mancherlei Hinsicht wesentlich unterscheidet.

Beispielsweise rotiert die Venus sehr langsam: Sie braucht 243 Erdentage, um sich einmal relativ zu den Fixsternen um ihre Achse zu drehen. Wegen ihrer dichten Atmosphäre gibt es auch praktisch kein Temperaturgefälle zwischen dem Äquator und den Polen. Man könnte daher annehmen, daß nur schwache Winde wehten.

Wie die Pioneer-Instrumente zeigten, ist dies jedoch keineswegs der Fall. Auf der Erde bewegen sich die Luftströmungen in niedrigen geographischen Breiten langsamer als die unter ihnen hinweg rotierende Erdoberfläche. In höheren Breiten verhält es sich jedoch umgekehrt – und eine solche Superrotation herrscht in der Venus-Atmosphäre auf allen Breitengraden und in allen Luftschichten, von der Oberfläche bis hinauf in mindestens 90 Kilometer Höhe. Dabei erreichen die Winde in der Nähe der Wolkenoberseiten ihre Maximalgeschwindigkeit, die mit 100 Metern pro Sekunde überraschend hoch ist – 60mal größer als die Rotationsgeschwindigkeit der Gesteinsoberfläche (Bild 2 oben).

Ursache der Winde auf der Erde und den erdähnlichen Planeten sind regionale Unterschiede in der Strahlungsbilanz. Die Äquatorzone, die der Sonnenstrahlung stärker ausgesetzt ist, erhält mehr Energie als sie in Form von Wärme wieder abstrahlt, wohingegen die höheren Breiten netto Energie verlieren. Folglich heizt sich die Luft in Äquatornähe auf, und in höheren Breiten kühlt sie ab. Dadurch bildet sich ein großräumiges Strömungsmuster aus sogenannten Hadley-Zellen aus – in den Grundzügen hatte der englische Physiker und Meteorologe George Hadley (1685 bis 1768) das Phänomen schon 1735 beschrieben: Warme Luft steigt in Äquatornähe auf, strömt zu den Polen, wo sie sich abkühlt und absinkt, um dann wieder zum Äquator zurückzukehren.

Durch die Rotation eines Planeten werden nord-südliche (meridionale) Winde infolge der Coriolis-Kraft in ost-westliche (zonale) Richtung abgelenkt und gewinnen dabei überraschenderweise fast immer an Stärke. Auf der Erde dominieren die Hadley-Zellen die atmosphärischen Strömungen in den niederen Breiten. Die ost-westlichen Strömungen bleiben gegenüber der Erdrotation zurück und erscheinen daher als Ostwinde. In Nähe der Pole entstehen superrotierende Westwinde, die der starken Strömung des sogenannten Jetstreams zugrundeliegen.

Die Ost-West-Winde der Venus hingegen passen nicht in dieses Bild, denn in den unteren Atmosphärenschichten superrotieren sie auf fast allen Breiten. Bisher ist nicht geklärt, warum dies so ist. Der relativ große Anteil der Sonnenstrahlung, der in den höchsten Wolkenschichten absorbiert wird, mag zumindest teilweise zu den kräftigen Luftbewegungen beitragen. Denn durch die Erwärmung der oberen Atmosphäre könnte ein Strömungssystem entstehen, das in geringerem Maße als das irdische der Reibung mit der Planetoberfläche ausgesetzt ist (Bild 2 unten).

Infolgedessen könnten sich in der Venus-Atmosphäre sehr leicht Wirbel bilden. Da diese auf wirksame Weise Drehimpuls übertragen, würden sie der Tendenz der Hadley-Zellen, Superrotation in den niedrigen Breiten zu vereiteln, entgegenwirken. Tatsächlich zeigen Wolkenbilder, die der Orbiter aufgenommen hat, kleinräumige wirbelähnliche Veränderungen in den Strömungsmustern.


Ionosphäre und Sonnenwind

Hoch über den superrotierenden Schichten der Venus-Atmosphäre erstreckt sich die Ionosphäre, eine ausgedehnte Zone elektrisch geladener Atome oder Moleküle. Ionisiert werden atmosphärische Gase dadurch, daß die hochenergetische Ultraviolettstrahlung der Sonne aus den Atomhüllen Elektronen herausschlägt. Jeder Planet mit nennenswerter Atmosphäre ist von einer solchen ionisierten Hülle umgeben – die der Venus aber hat einige ungewöhnliche Eigenschaften.

Pioneer Venus 1 verfolgte den Durchgang von Radiowellen durch die Ionosphäre und konnte deren Temperatur, Dichte und chemische Zusammensetzung in den Phasen größter Annäherung an den Planeten sogar direkt bestimmen. Wie erwartet, war die Ionosphäre in der Mitte der Tagseite nahe dem Äquator am dichtesten, weil die Sonneneinstrahlung dort am intensivsten ist. Wegen der häufigen chemischen Reaktionen zwischen den Teilchen besteht die Ionosphäre hauptsächlich aus Sauerstoff-Ionen, obwohl in den tieferen Schichten Kohlendioxid vorherrscht.

Aus noch weitgehend unbekannten Gründen weist die Venus im Gegensatz zur Erde und den meisten anderen Planeten kein nennenswertes globales Magnetfeld auf. Diese Eigenheit spiegelt sich in der Struktur der Venus-Ionosphäre wider. Messungen des Orbiters ergaben, daß sich ein Bereich ionisierten Gases über die Tag-Nacht-Grenze hinaus erstreckt, obwohl die Ionen und freien Elektronen in der Dunkelheit sehr schnell zu neutralen Atomen und Molekülen rekombinieren sollten. Wie eines der Bordinstrumente herausfand, können Ionen auf der Venus in die Schattenzone vordringen, weil sie – anders als auf der Erde – nicht von einem planetaren Magnetfeld an solchen horizontalen Bewegungen gehindert werden.

Auf Bildern des Planeten im ultravioletten Spektralbereich, die das Spektrometer des Orbiters aufgenommen hatte, konnte man erstmals eine unregelmäßig ausgedehnte Aurora auf der Nachtseite erkennen (Bild 4). Diese Erscheinung wird von energiereichen solaren Teilchen hervorgerufen, die auf der dunklen Seite der Venus-Atmosphäre Gasmoleküle anregen und so dort die Ionosphäre verstärken. Die angeregten Moleküle kehren rasch in ihren energieärmeren Grundzustand zurück, wobei sie Strahlung aussenden, die sich als Aurora bemerkbar macht.

Von der Erde her kennen wir dieses Phänomen als Polarlicht. Auslöser ist in beiden Fällen das hochenergetische Plasma – ein Gemisch geladener Teilchen, zumeist Protonen und Elektronen – des Sonnenwinds, quasi eine ausgedehnte, stark verdünnte äußere Atmosphäre der Sonne, die weit über das gesamte Planetensystem hinausreicht. In Venusnähe weist dieser Teilchenstrom eine Dichte von 15 Protonen und Elektronen pro Kubikzentimeter auf und weht mit einer Geschwindigkeit von 400 Kilometern pro Sekunde von der Sonne weg; dabei führt er einen Teil des solaren Magnetfeldes mit sich.

Ein planetares Magnetfeld ist für den Sonnenwind ein Hindernis, das er umströmen muß, dabei aber konusförmig komprimiert. Die Magnetosphäre wird dadurch ziemlich scharf begrenzt: durch die Magnetopause, an der die Drücke von Sonnenwind und planetarem Magnetfeld einander gerade aufheben. Je nach Sonnenaktivität und damit Stärke des Sonnenwinds dringt ihre Front zur Sonne hin vor oder weicht zum Planeten hin zurück. Bei der Erde liegt die Konusspitze der Magnetopause normalerweise zehn Erdradien vom Erdmittelpunkt entfernt im Raum, bei der Venus – ihres äußerst schwachen Magnetfeldes wegen – nur ein Zehntel des Venusradius über der festen Oberfläche.

Dennoch zeigten die Messungen, daß der Sonnenwind nahe der Venus deutlich abgelenkt wird. Das bestätigt die von Theoretikern geäußerte Vermutung, die Ionosphäre eines Planeten könne auch ohne ein merkliches Magnetfeld als undurchdringliches Hindernis wirken: statt durch magnetischen durch den thermischen Druck des geladenen Gases. Typischerweise stellt sich bei der Venus das Kräftegleichgewicht in Höhen von 300 Kilometern über dem Mittagsäquator und von etwa 800 bis 1000 Kilometern über der Tag-Nacht-Grenze ein.

Wo der Sonnenwind auf ein Hindernis von der Größe eines Planeten trifft, bildet sich – ähnlich wie bei einem Überschallflugzeug – eine Bugstoßfront aus (Spektrum der Wissenschaft, Juni 1991, Seite 102). Pioneer Venus 1 durchquerte diese stehende Stoßwelle zweimal pro Umlauf und vermochte so Veränderungen im magnetischen Umfeld der Venus kontinuierlich zu verfolgen. Es zeigte sich, daß die Stoßfront sich im Rhythmus des elfjährigen Aktivitätszyklus der Sonne ausdehnt und wieder zusammenzieht. In der Ebene der Tag-Nacht-Grenze zum Beispiel variiert ihr Radius zwischen 14500 Kilometern im Maximum der Sonnenfleckentätigkeit und 12500 Kilometern im Minimum, wahrscheinlich infolge von Veränderungen in der oberen Atmosphäre, die mit Intensitätsschwankungen des solaren Strahlungsstroms einhergehen.

Etwas stromabwärts von der Bugstoßfront verdichtet sich der Sonnenwind, wird langsamer und ändert seine Richtung. Weil das Gas vollständig ionisiert ist, bleiben die magnetischen Feldlinien mit ihm eng verbunden, als ob sie eingefroren wären. Hinter der Stoßfront verdichten sie sich daher zusammen mit dem Gas.

Den Messungen von Pioneer Venus zufolge biegen sich die Magnetfeldlinien allmählich um das Hindernis herum und geraten schließlich gleichsam in das Kielwasser des Planeten auf seiner Fahrt durch den Sonnenwind. Die Wissenschaftler bezeichnen diese Struktur als induzierten Magnetschweif, um anzudeuten, daß es sich nicht um die eines planeteneigenen Magnetfelds handelt wie bei der Erde, sondern daß sie sich im interplanetaren Magnetfeld bildet.

Ohne starkes Magnetfeld ist die Venus stärker dem Sonnenwind ausgesetzt als die Erde – ein Einfluß, der sich seit Entstehen des Sonnensystems deutlich auf ihre Atmosphäre ausgewirkt hat. So erstrecken sich die oberen, hauptsächlich aus atomarem Sauerstoff bestehenden Luftschichten ein ganzes Stück über die Zone hinaus, in der der Sonnenwind auf die Ionosphäre trifft und um den Planeten herum gelenkt wird. Solange das Gas nämlich elektrisch neutral bleibt, kann der Sonnenwind ihm nichts anhaben; aber sobald ein Atom von einem Ultraviolett-Photon oder einem Sonnenwindpartikel getroffen und ionisiert wird, koppelt es sich aufgrund seiner elektrischen Ladung an das vorbeiströmende Plasma an und entweicht vom Planeten; es kann auf diese Weise sogar das Sonnensystem verlassen (Bild 3).

Dichtemessungen des Orbiters bestätigten, daß der Sonnenwind tatsächlich an der oberen Venus-Atmosphäre zehrt. Wo die allerhöchsten Gasschichten zu vermuten wären, fanden die Instrumente gar nichts mehr. Offenbar sind die Atome ionisiert und vom Sonnenwind in der eben beschriebenen Weise davongetragen worden. Die Entdeckung von Sauerstoff-Ionen in dessen Schweif scheint dies zu bestätigen. Pioneer Venus hat damit einen weiteren der Prozesse entdeckt, die dem bemerkenswerten Unterschieden zwischen Venus und Erde zugrunde liegen.

Die umfangreiche Datenausbeute der Mission hat sich als eine Fundgrube von Erkenntnissen über die Atmosphäre und die Umgebung des Planeten erwiesen. Sie ist um so wertvoller, als gegenwärtig auch die reichen Länder an Projekten der Grundlagenforschung sparen und keines eine neue Venus-Raumsonde plant. Gleichwohl haben die Ergebnisse von Pioneer Venus Studien inspiriert, die eine Rückkehr zu unserem verschleierten Nachbarplaneten lohnen würden.

Selbst wenig aufwendige Missionen könnten wertvolle Erkenntnisse bringen. Mit einer einfachen Sonde für chemische Analysen zum Beispiel ließe sich die Atmosphäre in verschiedenen Höhen untersuchen. Ein Schwarm kleinerer Satelliten, die gleichzeitig an verschiedenen Punkten über der Venus ausgesetzt würden, könnte ein deutlicheres Bild der globalen Wettervorgänge gewinnen, und ein spezieller Orbiter zudem Gewitterstürme beobachten und genauer die Ionen und Atome untersuchen, die von dem Planeten entweichen.

Solche Meßprogramme, schon für sich wissenschaftlich interessant, eröffneten zusätzlich neue Einsichten in die unmittelbare Umgebung der Erde und in das empfindliche Wechselspiel der Vorgänge, die unseren Planeten als einzigen im Sonnensystem bewohnbar machen. Deshalb hoffen wir, daß die Raumfahrt-Nationen solche Vorhaben auch weiterhin unterstützen.

Literaturhinweise

- Schwerpunktheft über die Ergebnisse des Pioneer Venus Orbiter. Journal of Geophysical Research, Band 85, Heft A13, 30. Dezember 1980.

– Venus. Herausgegeben von D. M. Hunten und anderen. University of Arizona Press, 1983.

– Theory of Planetary Atmospheres: An Introduction to Their Physics and Chemistry. Von Joseph W. Chamberlain und Donald M. Hunten. Academic Press, 1987.

– Venus Aeronomy. Herausgegeben von C.T. Russell. Schwerpunktheft von Space Science Reviews, Band 55, Heft 1 bis 4, Januar/Februar 1991.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 6 / 1994, Seite 48
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