Wo ist das Wasser der Venus hin?

So heute mal ein Beitrag aus dem Bereich Astronomie. Auch das ist ja eines meiner Interessengebiete. Ich denke da wird noch mehr kommen. Ich möchte auch ankündigen, dass ich vom 7-14.11. eine Woche keinen Blog machen kann und hoffe bis dahin noch einige Gastbeiträge eingeschickt bekomme um die Lücke zu füllen und vielleicht schreiben Thomas und Kevin ja einige Gastbeiträge. Sie können das ja direkt.

So, nun wo ist das Wasser der Venus hin? Das ist eine gute Frage, Denn die Erde hat Wasser und auch der Mars, wenn auch nicht mehr so viel wie früher. Die Venus ist dagegen weitgehend trocken. Die gesamte Wassersäule in der Atmosphäre würde nur eine 3 cm dicke Wasserschicht geben. Würde man das Wasser der Ozeane dagegen gleichmäßig verteilen, so bekäme man eine 3000 m dicke Wasserschicht. Woher kommt also der Unterschied um den Faktor 100.000?

Nun nach den gängigen Vorstellungen über die Entstehung des Sonnensystems war Wasser eines der häufigsten Elemente im Urnebel. Das heist jeder der Protoplaneten hatte die Chance Wasser zu binden. Ob dies gelingt hing von einigen Faktoren ab: Die wichtigsten sind die Entfernung von der Sonne und die Größe des Protoplaneten. Wenn der Himmelskörper weit genug von der Sonne entfernt ist, dann gefriert das Wasser zu Eis und es kann nicht mehr verdampfen. Auch kleine Himmelskörper können so viel Wasser binden. so bestehen die Monde ab Saturn weitgehend aus Eis, bei Jupiter ist es abhängig von der Entfernung: Kallisto enthält größere Mengen, Io praktisch kein Wasser: Je näher der Körper Jupiter ist desto stärker wurde er durch Gezeitenkräfte durchgewalkt (und dadurch erwärmt) und desto höher die Chancen, dass Gase von Jupiter aufgesogen wurden.

Nach den gängigen Theorien sollten die erdähnlichen Planeten alle Wasser in ungefähr der gleichen Menge aufweisen, aber aus unterschiedlichen Gründen verloren haben. Bei Merkur ist es einfach: Er ist zu klein, Zudem ist er nahe an der Sonne. Wasser war immer gasförmig und wie auch alle anderen Gase (Merkur hat keine Atmosphäre) ging der Wasserdampf verloren.

Mars auf der anderen Seite ist auch klein, aber weiter von der Sonne entfernt. Er kann zwar auch nicht Wasserdampf halten (auch nicht deutlich schwere Moleküle, weshalb die Atmosphäre heute sehr dünn ist), aber er war weit genug weg, dass das Wasser dort ausfrieren konnte und nun zum größten Teil in unterirdischem Permafrost steckt. Aber auch dies ist nur ein kleiner Teil des ursprünglichen Wassers war. Denn immer wieder wurde der Mars wieder wärmer, Wasser taute auf, verdampfte bei dem niedrigen Atmosphärendruck und ging verloren.

Die Erde konnte ihr Wasser halten. Sie ist groß genug und weit genug von der Sonne entfernt, dass es flüssig und nicht gasförmig ist. Die Venus gleicht der Erde, warum lief es so viel anders?

Als man die Venus nur im Fernrohr als wolkenverhangenen Planeten kannte, so bis Anfang der sechziger Jahre, spekulierte man über die Zusammensetzung der Atmosphäre und wie es dort aussehen würde. Würde man die Erde an die Position der Venus setzen, so würde sie eine Oberflächentemperatur von 38°C aufweisen.

So dachte man die im Teleskop sichtbaren Wolken würden aus Wasserdampf bestehen und dort gäbe es eine subtropische Vegetation. Nun bestehen die Wolken aus Schwefeldioxid und die Bodentemperaturen liegen bei 480 °C.

Was ist passiert? Bis heute ist noch viel zu klären bei der Venus. Es ist bis heute nicht möglich, die Oberfläche längere Zeit intensiver zu untersuchen und die letzten direkten Messungen der Atmosphäre sind auch ein 25 Jahre alt. So bleibt nur die Erkundung auf dem Orbit und die ist durch die dichte Atmosphäre behindert. So bleibt viel spekulativ. Was man von Messungen von Pioneer Venus und von Untersuchungen von Venus Express weiss, ist das es eine Anreicherung an Deuterium gibt.

Deuterium ist eine Form des Wasserstoffs mit einem zusätzlichen Neutron im Atomkern, er ist doppelt so schwer wie der normale Wasserstoff. Er kommt zu einem kleinen Bruchteil neben dem normalen Wasserstoff vor. Da er doppelt so schwer ist, ist es für ihn schwieriger aus dem Gravitationsfeld zu entkommen. Er wird angereichert. Die Anreicherung ist um so größer je mehr Wasserstoff der Planet im Laufe der Zeit verloren hat. Es gibt nun bei der Venus eine deutliche Deuteriumanreicherung um den Faktor 10 vorhanden. Das bedeutet, dass die Venus einen großen Teil ihres Wassers verloren hat. Die Frage ist nur wie viel? Darüber gehen die Meinungen auseinander. Am oberen Ende steht ein postulierter Wasserdampfpartialdruck von 26 Mpa, das korrespondiert einer Wassersäule von 1600 m. Am unteren Ende die direkte Zuordnung zum H/D Verhältnis, also der Verlust von 9/10 des Wassers, was wären dann 0,3 m. Weniger kann es nicht sein.

Was wahrscheinlich passiert ist, darüber scheint aber Gewissheit zu bestehen: Es gab einen explodierenden Treibhauseffekt. Bei allen erdähnlichen Planeten bestand die Uratmosphäre aus Kohlendioxid, Methan und vor allem Wasserdampf. Was passierte auf der Erde? Sie kühlte ab. Die Uratmosphäre hatte einen starken Treibhauseffekt, aber irgendwann fiel trotzdem die Oberflächentemperatur ab, soweit dass Wasser in flüssiger Form existieren konnte. Damit entfiel zum einen ein Treibhausgas – der Treibhauseffekt wurde geringer und noch gravierender: In Wasser lösten sich auch Kohlendioxid und Methan wodurch der Effekt noch kleiner wurde.

Bei der Venus fiel niemals die Temperatur so weit ab, dass Wasser flüssig wurde. Damit kam es zu einer Rückkopplung: Die frühe Venus war vulkanisch und tektonisch viel aktiver als heute und sie spuckte neue Gase aus – der Treibhauseffekt wurde stärker und die hohen Temperaturen verhinderten eine Abkühlung der Oberfläche, wodurch diese noch heißer wurde und noch mehr Gase ausspuckte. Ein Model postuliert, dass dies soweit ging bis die Oberfläche eine Temperatur von 800-1000°C erreicht hat. Bei dieser Temperatur beginnen zahlreiche unedle Elemente mit dem Wasser zu reagieren, speziell Elemente der Eisengruppe. Aus Eisen/Eisensulfid wird Eisenoxid und es entsteht freier Wasserstoff und Schwefeldioxid. Der Wasserstoff geht ins Weltall verloren und das Schwefeldioxid finden wir noch heute in der Atmosphäre (der Großteil wird auch mit der Kruste reagiert haben).

Selbst wenn es nicht soweit kommt, wird die Venus durch Photodissoziation Wasserstoff verlieren und der Sauerstoff kann dann (schon bei normalen Temperaturen) mit der Oberfläche reagieren.

Das sind die Tehorien über den Verlust der Atmosphäre der Venus. Doch viel ist eben noch ungeklärt. Vor allem ist der genaue Verlauf ungeklärt. Und: Vor 500-Millionen Jahren wurde die gesamte Oberfläche umgestaltet – könnte das nicht die Atmosphäre verändert haben? Doch dazu später mehr. Das schreit doch nach einem Venus -Atmosphärenballon um mehr über die Atmosphäre zu erfahren. Wäre das nicht eine Tolle Idee für einen Gastbeitrag von Kevin?