Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

16. Juli 2021 – Bereits vor einem Jahr veröffentlichte Messdaten des James Clerk Maxwell Teleskops auf Hawaii und des ALMA-Radioteleskops in Chile enthalten keine Hinweise auf das Spurengas Phosphin in der Wolkendecke der Venus. Zu diesem Schluss kommt ein internationales Forscherteam, zu dem ein Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen zählt, das die Messdaten jetzt sorgfältig geprüft hat. Ihre Analyse ist ein Beitrag zur wissenschaftlichen Diskussion um den Fund von Phosphin in der Venus-Atmosphäre, von dem Forscherinnen und Forscher 2020 berichtet hatten. Das giftige Spurengas Phosphin ist auf der Erde als Stoffwechselprodukt von Bakterien bekannt und könnte auf biologische Prozesse in der Venus-Atmosphäre hindeuten. Die neue Auswertung der Daten sowie eine Stellungnahme der britischen Kolleginnen und Kollegen erscheint heute in der Fachzeitschrift Nature Astronomy.

Die Venus ist kein angenehmer Ort: Ein extremer Treibhauseffekt sorgt auf ihrer Oberfläche für durchschnittliche Temperaturen von etwa 460 Grad Celsius. Selbst wenn unser Nachbarplanet in seiner kühleren Vergangenheit Lebensformen auf der Oberfläche beherbergt hat, dürfte es wasserbasiertes Leben dort heute schwer haben. Die dichte Wolkendecke, die den Planeten in einer Höhe von 50 bis 70 Kilometern umgibt, kommt schon eher als Lebensraum in Frage. Dort herrschen erträglichere Temperaturen zwischen etwa -20 und 65 Grad Celsius. Allerdings sind die Wolken Schauplatz heftig tobender Winde und enthalten große Mengen ätzender Schwefelsäure. Stark spezialisierte Bakterien könnten sich dennoch diesen extremen Bedingungen angepasst haben und dort überdauern, spekulieren Forscherinnen und Forscher seit Langem.

Beflügelt wurden solche Überlegungen im vergangenen Jahr durch eine Veröffentlichung einer Forschergruppe um Jane Greaves von der Cardiff University, die in der aktuellen Ausgabe der Zeitschrift Nature Astronomy erneut für Diskussionen sorgt. Die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler hatten damals Messdaten der Radioteleskope JCMT (James Clerk Maxwell Teleskope) und ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) ausgewertet und berichteten vom Fund winziger Mengen des Gases Phosphin, einer Verbindung aus einem Phosphor- und drei Wasserstoffatomen, die auch als Monophosphan bezeichnet wird. Greaves und ihre Koautorinnen und Koautoren schlossen nicht-biologische Ursprünge des Gases wie etwa Blitze oder Meteoriten aus; stattdessen kämen wie auf der Erde Bakterien als Quelle in Frage.

Die Originalstudie hat eine breite wissenschaftliche Diskussion angestoßen. So argumentierten Forscher von der Cornell University in den USA vor Kurzem, Phosphin könne auf vulkanische Aktivitäten auf der Venus zurückzuführen sein. Allerdings ist es mehreren Forschergruppen bisher nicht gelungen, den Phosphin-Fund zu bestätigen – weder durch unabhängige Messungen etwa durch die ESA-Raumsonde Venus Express, noch durch erneute Analyse der Originaldaten. Die Forscherinnen und Forscher um Jane Greaves haben ihren zunächst gefundenen Wert von 20 Teilen Phosphin pro Milliarden in der Zwischenzeit nach unten korrigiert, halten am Fund des Gases aber fest.

Nun hat eine weitere Gruppe von Expertinnen und Experten für planetare Atmosphären um Geronimo Villanueva vom Goddard Space Flight Center der NASA die Originaldaten noch einmal geprüft. Hinweise auf Phosphin finden sie nicht. Ihre Analyse ergibt, dass das seltene Spurgengas mit Schwefeldioxid verwechselt worden sein könnte, das in der Atmosphäre der Venus in großen Mengen vorkommt.

„Winzige Mengen von Spurengasen in den Atmosphären weit entfernter Planeten zweifelsfrei aufzuspüren, ist ausgesprochen kompliziert“, sagt Paul Hartogh vom MPS, einer der Koautoren der aktuellen Neu-Auswertung. Informationen zur Zusammensetzung einer Planetenatmosphäre findet sich verschlüsselt in der elektromagnetischen Strahlung, die von dort emittiert wird. Jede Molekülsorte, die vertreten ist, strahlt Radiowellen einer charakteristischen Wellenlänge ab. Teleskope wie JCMT und ALMA zerlegen die Gesamtstrahlung in ihre einzelnen Wellenlängen, ähnlich wie ein Prisma sichtbares Licht in einzelne Farben aufspaltet. Die charakteristischen Signale der Moleküle werden so sichtbar. 

Allerdings liegen die Wellenlängen mancher Molekülsorten sehr eng beieinander. Dies ist bei Phosphin und Schwefeldioxid der Fall. Zudem spielt der Atmosphärendruck eine Rolle. Je tiefer in der Atmosphäre sich die Moleküle finden, desto höher ist der Druck und desto öfter stoßen die Moleküle mit anderen zusammen. Dies sorgt dafür, dass sie neben Strahlung ihrer charakteristischen Wellenlängen auch solche mit eng benachbarten Wellenlängen emittieren. Moleküle mit sehr ähnlichen Signalen zu unterscheiden, wird so erschwert.

Auch die Eigenheiten des jeweiligen Teleskops müssen berücksichtigt werden. „Zwischen dem unverfälschten Signal aus der Venus-Atmosphäre und uns steht immer das Instrument“, so Hartogh. So enthalten die Messdaten aller Teleskope ein gewisses Grundrauschen: Das Teleskop zeigt statistisch fluktuierende, geringe Intensitäten von Strahlung jeder Wellenlänge an. Die sehr schwachen Signale seltener Spurengase können in diesem Grundrauschen nahezu oder komplett versinken. Zudem können systematische Fehlerquellen im Instrument selbst die Messdaten verzerren.

„Für die Radioastronomie ist Venus ein sehr helles und somit schwieriges Objekt“, erklärt Hartogh. Die Messdaten von unserem Nachbarplaneten enthalten deshalb deutlich stärkere Störungen als im Idealfall. „Umso wichtiger ist es, Datenanalysemethoden, die sehr schwache Signale herausfiltern sollen, mit äußerster Vorsicht anzuwenden“, fügt er hinzu.

Dass sich winzigste Mengen von Phosphin-Molekülen in den Venuswolken tummeln, können die Forscherinnen und Forscher nicht ausschließen. Die Konzentrationen wären aber so gering, dass sie sich mit JCMT und ALMA nicht aufspüren lassen.

Abhilfe könnte die ESA-Mission JUICE (Jupiter Icy Moon Explorer) schaffen, die im September nächsten Jahres ins All starten und auf ihrem Weg ins Jupitersystem der Venus einen Besuch abstatten soll. Wie Modellrechnungen zeigen, wird das JUICE-Instrument SWI (Submillimeter Wave Instrument), das unter Leitung des MPS entwickelt und gebaut wurde, in der Lage sein, tausendfach geringere Phosphin-Konzentrationen zu detektieren. Die Forscherinnen und Forscher werden mit Sicherheit genau hinschauen.

Originalveröffentlichung

G. L. Villanueva et al.:
No evidence of phosphine in the atmosphere of Venus from independent analyses,
Nature Astronomy, 16. Juli 2021, DOI

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Ein Beitrag von Roman van Genabith. Quelle: ESA, Raumfahrer.net.

Die ESA-Sonde Venus Express (VEX) hat nach über acht Jahren das Ende ihrer Mission erreicht, nachdem ihr 570 kg umfassender Treibstoffvorrat erschöpft war. Venus Express startete am 09. November 2005 auf einer Sojus-Fregat-Trägerrakete nach einer vergleichsweise kurzen Bauzeit von drei Jahren.

Die ESA hatte um Vorschläge gebeten noch vorhandene Komponenten der bereits 2003 gestarteten Sonde Mars Express für eine weitere Planetenforschungsmission zu nutzen und schließlich einen Konstruktionsauftrag an EADS Astrium vergeben, eine 100%ige Tochter der Airbus Group, die inzwischen mit Cassidian und Airbus Military in der neuen Sparte für militärische und zivile Luft- und Raumfahrt Airbus Space aufging.

So gesehen kann man bei Venus- und Mars Express von Schwestersonden sprechen, obgleich spezifische Modifikationen vorgenommen wurden, um dem geänderten Missionsprofil gerecht zu werden. Eine davon betrifft die deutlich kleiner ausfallenden Solarpaneele von Venus Express, die aufgrund der geringeren Sonnennähe und daraus resultierenden höheren Sonneneinstrahlung zudem mit kleinen, zwischen den einzelnen Solarmodulen eingesetzten Spiegeln versehen wurden, um eine Überhitzung zu verhindern.

Nähere Details über Unterschiede und Gemeinsamkeiten führt das ESA-Papeir „The Venus Express Spacecraft System Design“ in einer vergleichenden Betrachtung auf.

Venus Express hatte beim Start eine Masse von 1270 kg, wovon 93 kg auf die Nutzlast bestehend aus wissenschaftlichen Instrumenten entfielen. Die Größe des Sondenbusses fiel mit 1,4 m × 1,65 m × 1,7 m ähnlich kompakt wie bei Mars Express aus. Die Solarzellenausleger mit einer Spannweite von acht Metern und einer Oberfläche der Panels von 5,7 Quadratmetern versorgten VEX in Erdnähe mit einer Arbeitsleistung von 800 Watt in Erdnähe und rund 1.100 Watt während des Aufenthalts bei der Venus, die die Sonde am 11. April 2006 erreichte.

Knapp einen Monat dauerte es, bis VEX am 7. Mai 2006 ihre endgültige Umlaufbahn erreichte und mit dem wissenschaftlichen Betrieb begonnen werden konnte. Zentrales Ziel der Mission war u.A. die nähere Erforschung der rund 20 km dicken, außerordentlich dichten Venusatmosphäre und ihrer komplexen Wolkenbildungsvorgänge. Dabei sollten beispielsweise Erkenntnisse über Entstehung und Ursachen des überaus starken Treibhauseffekts der Venus, sowie weitere Einblicke über die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre gewonnen werden. Darüber hinaus stand die Suche nach seismischen und vulkanischen Aktivitäten auf der Agenda.

Zudem erhofften sich die Forscher am Beispiel der Venusatmosphäre weitere Rückschlüsse über mögliche zukünftige Klimaszenerien der Erde. Zur Übertragung ihrer Forschungsdaten verfügte Venus Express über zwei Parabolantennen mit 1,3 bzw. 0,3 Metern Durchmesser, sowie zwei Rundstrahlantennen. Die S-Band-Sender mit einer Sendeleistung von fünf Watt und die X-Band-Sender mit einem Output von 65 Watt ermöglichten einen Downlink mit einer Datenrate von 19–288 kbit/s und einen Uplink mit 2000 bit/s. Zur Zwischenspeicherung von Messdaten diente ein Massenspeicher mit einem Fassungsvermögen von 1,5 GByte.

Diese Werte zeigen ein weiteres Mal sowohl die Unterschiede zu irdischer Consumertechnik, als auch die beträchtliche logistische und kreative Leistung der Raumfahrttechniker auf, die die Gewinnung signifikanter wissenschaftlicher Resultate mit stark limitierten informations- und kommunikationstechnischer Kapazitäten möglich machen.

Die Primärmissionsdauer war von der ESA ursprünglich für exakt zwei Venusrotationen, das entspricht 486 Erdtagen, angelegt worden und wurde im Februar 2007 erstmals verlängert. Es ist nicht ungewöhnlich, dass Raumfahrtmissionen ihre veranschlagte Dauer teils deutlich übertreffen. Die Spezifikationen für eine als erfolgreich zu wertende Mission werden von den Ingenieuren zumeist eher konservativ angesetzt und lassen sich als eine Art Mindesthaltbarkeitsdatum verstehen, bis zu dessen Erreichen das Raumfahrzeug höchst wahrscheinlich einwandfrei funktionieren und bei voller Kapazität arbeiten sollte. Die nächste Missionsverlängerung erfolgte am 10. Februar 2009, zunächst nur bis Ende des Jahres, doch am 2. Oktober 2009 erfolgte dann die dritte Verlängerung bis Ende 2012.

Der zentrale limitierende Faktor der meisten Raummissionen ist der mitgeführte Treibstoff. Neben anderen Größen, etwa die Vorräte hoch wirksamer Kühlmittel, auf die manche Weltraumteleskope angewiesen sind, um bestimmte Instrumente zu kühlen, ist Treibstoff für Bahnkorrekturmanöver meist unverzichtbar. Venus Express hatte 570 kg Monomethylhydrazin, einen hypergolischer Raketentreibstoff, der u.A. in der Aestus-Oberstufe der Ariane 5 eingesetzt wird, sowie gemischte Stickstoffoxide als Oxidator zur Erhaltung seiner Drei-Achsen-stabilisierten Umlaufbahn an Bord. Die letzte Verlängerung der Mission bis Mitte 2015 wird die Sonde nun nicht mehr vollständig abschließen können.

Wie die ESA nun mitteilte, brach der volle Kontakt zu Venus Express bereits am 28. November 2014 ab und konnte danach nur partiell wiederhergestellt werden. In ihren letzten Monaten ließen die Missionsverantwortlichen die Sonde sogenannte Aerobraking-Manöver fliegen, bei denen das Raumfahrzeug auf die obersten Schichten einer Atmosphäre trifft und von ihnen abprallt; Raumfahrer.net berichtete.

Im Rahmen dieser Aerobraking-Kampagne näherte sich der planetennächste Punkt der Umlaufbahn zwischen Mai und Juni diesen Jahres auf eine Höhe von 130-135 km, wobei die Sonde jeweils für wenige Minuten die obersten Schichten der Atmosphäre durchflog.

Aus den Erfahrungen, die sie aus den Messdaten von Venus Express während dieser Manöver sammeln konnten, erhoffen sich die ESA-Forscher neue Strategien für den Eintritt in Planetenorbits. So können Aerobraking-Manöver bei Planeten oder Monden mit Atmosphäre dazu dienen elliptische in eher kreisförmige Umlaufbahnen zu überführen und so eine größere Menge mitzuführenden Treibstoffs einsparen helfen.

Ferner liefern sie interessante Aufschlüsse über das Verhalten von Raumsonden unter extremen thermalen Bedingungen und großen Drücken, Raumfahrer.net berichtete. Regulär lag der planetenfernste Punkt in den Jahren zuvor in einer Entfernung von rund 66.000 km über dem Südpol und der Punkt der größten Annäherung bei 200 km über dem Nordpol.

Bei der letzten der geplanten Annäherungen sei der Schub zur erneuten Anhebung der Umlaufbahn auf eine Höhe von etwa 460 km ausgeblieben, was ESA-Ingenieure auf den hierfür fehlenden Treibstoff zurückführten. Ohne aktive Steuerbarkeit kann Venus Express auch nicht länger in Richtung auf die Erde ausgerichtet werden, was eine weitere planmäßige Kommunikation verhindert.

Dennoch kann die Mission von Venus Express als äußerst erfolgreich angesehen werden. Zu den zentralen Erkenntnissen zählt u.A. die Entdeckung, dass die Venus noch über geologische Aktivität verfügt. Hierauf deuten die gemessenen großen Variationen des Schwefeldioxidanteils in der Atmosphäre ebenso hin wie die Existenz zahlreicher Lavaströme mit einem Alter von nicht mehr als 2,5 Millionen Jahren, ein in geologischen Begriffen eher kurzer Zeitraum.

Auch Hinweise auf einst große Wassermengen, womöglich sogar in Form erdähnlicher Ozeane auf der Venus zählen zu den interessanten Ergebnissen der achtjährigen Mission. Demnach ging der allergrößte Teil des Wassers im Laufe von Milliarden von Jahren am Rande der Atmosphäre verloren, wo es nach Verdunstung von der Oberfläche von Sonnenwinden abgetragen wurde. Der Verlust atmosphärischen Volumens auf der Tagseite der Venus konnte erstmals mit dem Magnetometer namens MAG konkret belegt werden.

Bemerkenswert sind überdies die messbaren Veränderungen atmosphärischer Bedingungen im Verlauf nur einer Sondenmission. So beobachteten die Forscher eine Zunahme der durchschnittlichen Windgeschwindigkeiten in der Atmosphäre von 300 km/h bei VEX Ankunft 2006 auf 400 km/h nur sechs Jahre später. Die Ursachen hierfür sind noch unklar.

Auch die Verlangsamung der ohnehin schon extrem trägen Eigenrotation der Venus um 6,5 Minuten innerhalb von 16 Jahren, seit den Messungen der Magellan-Sonde der NASA, ist mit Blick auf die üblicherweise buchstäblich astronomischen Zeiträume planetarer und kosmischer Vorgänge zumindest erstaunlich zu nennen.

Die Existenz oder gar die Natur von Zusammenhängen zwischen diesen verschiedenen Entdeckungen ist völlig offen.

Am Ende der Mission blickt ein glücklicher Alvaro Giménez, ESA-Direktor für unbemannte Missionen auf acht ertragreiche Jahre zurück. Es sei eine aufregende Erfahrung gewesen dieses wundervolle Raumschiff in der Nähe der Venus zu fliegen, berichtete er. Giménez ist sich sicher, dass die Wissenschaft noch weitere Jahre von den gesammelten Daten profitieren werde.

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• Venus Express

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, ESA.

Bereits seit längerem ist bekannt, dass von der Sonne ein steter Strom aus Protonen und Elektronen ausgeht, welcher sich mit einer hohen Geschwindigkeit durch das Sonnensystem erstreckt und dabei mit den Atmosphären der Planeten interagiert. Allerdings verhält sich dieser Sonnenwind sowohl in Bezug auf seine Dichte als auch in Bezug auf seine Geschwindigkeit sehr variabel. Unter normalen Bedingungen erreicht der Sonnenwind im Bereich der Umlaufbahn der Erde eine Partikeldichte von etwa fünf geladenen Teilchen pro Kubikzentimeter. Gelegentlich reißt der Strom aus geladenen Teilchen jedoch auch fast vollständig ab.

Solche nur selten auftretenden Ereignisse wurden in der Nähe der Erde, welche von einem starken Magnetfeld umgeben ist, bereits mehrfach untersucht. Über die Auswirkungen eines schwachen Sonnenwindes auf die Atmosphären andere Planeten unseres Sonnensystems war dagegen bisher nur sehr wenig bekannt. Am 3. und 4. August 2010 bot sich den Wissenschaftlern jedoch die Gelegenheit, ein solches Phänomen bei der Venus zu studieren.

Nach mehreren heftigen Teilchenausbrüchen, sogenannten koronalen Masseauswürfen kam der von unserem Zentralgestirn ausgehende Sonnenwind für einen Zeitraum von etwa 18 Stunden fast vollständig zum Erliegen. Messungen der NASA-Raumsonde STEREO-B zeigten, dass die Teilchendichte im Bereich der Erdumlaufbahn dabei auf einen bemerkenswert niedrigen Wert von nur noch 0,1 geladenen Teilchen pro Kubikzentimeter abgesunken war. Dieser geringe Wert blieb anschließend über einen Zeitraum von etwa 24 Stunden konstant. Die Venus erreichten in diesem Zeitraum nur noch 0,2 Teilchen pro Kubikzentimeter. An normalen Tagen sind es dagegen etwa 25 bis 50 Mal so viele.

„Phasen mit solch schwachem Sonnenwind kommen selten aber immer wieder vor“, so Dr. Markus Fränz vom Max Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) im niedersächsischen Katlenburg-Lindau. „Allerdings war das Ereignis im August 2010 das erste dieser Art seit dem Start der Raumsonde Venus Express vor etwa sieben Jahren“, fügt er hinzu. Dank der stark elliptischen Umlaufbahn der von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Raumsonde um die Venus bot sich den Wissenschaftlern dabei die Gelegenheit zu untersuchen, welche Prozesse ein nur schwach ausfallender Sonnenwind in der Atmosphäre unseres inneren Nachbarplaneten auslöst.

Wie unser Heimatplanet ist auch die Venus von einer Hülle aus Elektronen und Ionen, einer so genannten Ionosphäre, umgeben, welche die Venus in 150 bis 300 Kilometern Höhe umgibt. Die Ionisation der Gasmoleküle in der Hochatmosphäre eines Planeten erfolgt, sobald von der Sonne ausgehendes extrem kurzwelliges ultraviolettes Licht und Röntgenstrahlung über der Tagseite des Planeten auf dessen äußerste Schichten der Atmosphäre treffen.

Auf der Erde hält ein starke Magnetfeld die Teilchen gefangen. Sie rotieren deshalb im Gleichtakt mit der Erde und deren Magnetfeld um die Erdachse und erreichen so auch die Nachtseite. Auf diese Weise entsteht eine Hülle aus geladenen Teilchen, einem so genannten Plasma, welche die Erde vollständig umschließt.

„Auf der Venus ist dies völlig anders“, so Dr. Yong Wei vom MPS und Erstautor einer neuen Studie, welche im Dezember 2012 in der Fachzeitschrift „Planetary and Space Science“ publiziert wurde. „Unserem Schwesterplaneten fehlt nicht nur das eigene Magnetfeld. Auch die Drehung um die eigene Achse vollzieht sich hier deutlich langsamer.“ Immerhin benötigt die Venus für eine vollständige Drehung um die Rotationsachse fast 225 irdische Tage.

Dennoch lässt sich auch auf der Nachtseite der Venus eine Ionosphäre beobachten. „Messungen älterer Sonde hatten gezeigt, dass Elektronen und Ionen – im Fall der Venus hauptsächlich Sauerstoff-Ionen – von der Tag- zur Nachtseite strömen,“ so Dr. Markus Fränz. Der Antriebsmotor für diese Bewegung ist der hohe Plasmadruck, welcher auf der Tagseite der Venus vorherrscht. Ähnlich wie ein komprimiertes Gas, das aus einer Druckflasche entweicht, strömt das Plasma aus dem Gebiet mit hohem Druck in ein Gebiet mit geringerem Druck.

Mit Hilfe der beiden Instrumente MAG, einem Magnetometer zur Analyse des Magnetfeldes der Venus, und ASPERA-4 (kurz für „Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms“, unter anderem einsetzbar für die Untersuchung des Einflusses des Sonnenwindes auf die Venusatmosphäre) an Bord der Raumsonde Venus Express konnten die Planetenforscher nun eine genauere Vorstellung über diese Vorgänge erlangen.

Im Rahmen ihrer Datenauswertungen zeigte sich, dass bei fehlendem Sonnenwind die Ionosphäre der Venus nicht magnetisiert wird. Unter normalen Bedingungen binden diese induzierten Magnetfelder die geladenen Teilchen der Ionosphäre in unmittelbarer Planetennähe. Bei schwachem Sonnenwind hingegen, kann sich die Ionosphäre innerhalb der Übergangsregion zwischen der Tag- und der Nachtseite ausdehnen.

„Die geladenen Teilchen können so einfacher und deshalb in größerer Zahl zur Nachtseite gelangen“, so Dr. Markus Fränz. Auf diese Weise bildet sich dort anschließend eine Art Plasmaballon, welcher sich schweifartig ins Weltall erstreckt. Die gesamte Venus-Ionosphäre erhält so eine tropfenförmige Gestalt, welche entfernt an einen Kometen erinnert. Die Messungen von Venus Express belegen, dass sich der Plasmaschweif bei dem beobachteten Ereignis innerhalb eines Zeitraumes von wenigen Stunden bis zu einer Distanz von etwa 15.000 Kilometern in den Weltraum ausdehnte.

„Er könnte aber auch deutlich länger sein und sich möglicherweise sogar über Millionen von Kilometern erstrecken“, so Dr. Yong Wei. Während der Messungen führte die vorgesehene Flugbahn Venus Express leider nicht direkt hinter die Venus, so dass sich diese Frage nicht abschließend beantworten lässt.

Ebenfalls unklar ist derzeit noch, ob sich die Ionosphäre der Venus auf diese Weise prinzipiell sogar bis zur Erde ausdehnen könnte. Im Jahr 1996 konnten Wissenschaftler des Max Planck-Instituts für Sonnensystemforschung durch die Auswertung von Messdaten des Weltraumteleskops SOHO Venusplasma in Erdnähe nachweisen. Möglicherweise bietet der Mechanismus, den die Wissenschaftler um Dr. Yong Wei jetzt beschrieben haben, eine Erklärung für solche Ereignisse.

„Vielleicht bieten Phasen extrem schwachen Sonnenwinds planetaren Teilchen die Möglichkeit, von den sonnennahen Planeten zu weiter außen gelegenen zu wandern“, so Dr. Yong Wei.

Die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene und mit sieben wissenschaftlichen Instrumenten ausgestattete Raumsonde Venus Express wurde am 9. November 2005 an Bord einer Sojus-FG/Fregat-Rakete vom kasachischen Weltraumbahnhof Baikonur gestartet. Nach einer Flugdauer von 153 Tagen trat die Raumsonde am 11. April 2006 in den Venusorbit ein. Nach dem derzeitigen Stand soll Venus Express die Erkundung unseres Nachbarplaneten noch bis zum 31. Dezember 2014 fortsetzen.

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Fachartikel von Yong Wei et al.:

• A teardrop-shaped ionosphere at Venus in tenuous solar wind (Abstract, engl.)

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: ESA.

Die dichte Atmosphäre der Venus enthält über eine Millionen mal mehr Schwefeldioxid als die der Erde, auf welcher der Großteil des giftigen, stechend riechenden Gases aus vulkanischer Aktivität stammt.

Auf der Venus findet sich das Schwefeldioxid (SO₂) fast vollständig unterhalb der sehr dichten oberen Wolkendecke, was dadurch erklärbar ist, dass das Gas unter der Einwirkung von Sonnenlicht innerhalb weniger Tage gespalten wird.
Alle Spuren von Schwefeldioxid, die in höher gelegen Atmosphärenschichten beobachtet werden können, müssen ihre Quelle unterhalb der Wolkendecke haben.

Die Venusoberfläche ist bedeckt von hunderten Vulkanen. Wie es um ihre Aktivität bestellt ist, wird in der Wissenschaftsgemeinschaft intensiv diskutiert, es herauszufinden, gehört zu den wissenschaftlichen Aufgaben der seit dem 11. April 2006 um den Planeten kreisenden Sonde Venus Express der Europäischen Raumfahrtorganisation (ESA).

Im Rahmen des Betriebs von Venus Express wurden bereits zahlreiche Hinweise vulkanischer Aktivität auf der Venus in vergangenen geologischen Zeitaltern – innerhalb eines Zeitraums zwischen mehreren hunderttausend und Millionen von Jahren – gefunden.

Zusätzlich sprach eine vor einiger Zeit vorgenommene Analyse von Infrarotstrahlung von der Venusoberfläche bereits für das Vorhandensein von Lavaströmen an den Flanken eines Vulkans, und dafür, dass dieser Vulkan in der jüngsten Vergangenheit ausgebrochen sein muss.

Jetzt lieferte die Untersuchung der Schwefeldioxid-Konzentration in höheren Atmosphärenschichten der Venus mit Daten für einen Zeitraum von rund sechs Jahren weitere Hinweise auf vulkanische Aktivität an der Oberfläche der Venus.

Unmittelbar nach der Ankunft an der Venus begann Venus Express einen signifikanten Anstieg des durchschnittlichen Gehalts von Schwefeldioxid in den oberen Atmosphärenschichten aufzuzeichnen. Anschließend lieferte die Sonde Daten zu einem erheblichen Abfall des Schwefeldioxidvorkommens, das zuletzt bei einem etwa um den Faktor 10 geringeren Wert lag.

Eine ähnliche Dynamik in den Werten zum Gehalt von Schwefeldioxid fanden Wissenschaftler in den Daten der US-amerikanischen Sonde Pioneer Venus 1. Die US-amerikanische Raumfahrtagentur hatte die Sonde am 20. Mai 1978 gestartet, sie umkreiste unseren Nachbarplaneten bis zum 8. Oktober 1992.

Als Pioneer Venus 1 ihre Messungen durch führte, tat sie das, nachdem das Schwefeldioxid in hohe Atmosphärenschichten eingebracht worden war, und konnte mittelbar die zu erwartende Aufspaltung des Schwefeldioxid beobachten.

Hinsichtlich der Injektion des Schwefeldioxids in die hohen Atmosphärenschichten ging man bereits damals davon aus, dass sie Ergebnis des Ausbruchs eines oder mehrerer Vulkane sei.

Vulkanexplosionen können Gasmoleküle bis in höchste Atmosphärenschichten schleudern, versiegt der Nachschub, schrumpft das Vorkommen dort unter der Einwirkung des Sonnenlichts zusammen.

Weil das Wettergeschehen auf der Venus ausgesprochen dynamisch ist, und man die Eigentümlichkeiten der Strömungen um den Planeten noch nicht vollständig versteht, ist nicht auszuschließen, dass das sich verändernde Schwefeldioxidvorkommen in den oberen Atmosphärenschichten seine Ursache in einer wetterbedingt wechselnden Gasdurchmischung hat.

Die Hochatmosphäre der Venus umrundet den Planeten in rund vier Erdtagen, der Planet selbst benötigt rund 243 Tage für eine einzige Drehung um sich selbst. Bezogen auf die Atmosphäre spricht man diesbezüglich vom Phänomen der Superrotation.

Weil Schwefeldioxid in den oberen Atmosphärenschichten auf Grund der Superrotation schnell großräumig verteilt wird, ist es schwer, konkreten Quellen des Gases zu ermitteln.

Sofern das Gas durch Vulkaneruptionen in die Atmosphäre eingebracht wurde, sollten eher mehre kleinere Ausbrüche einer Anzahl aktiver Vulkane statt eines großen gewaltsamen Ausbruchs eines einzelnen Vulkans dafür verantwortlich sein, glaubt eine Wissenschaftlergruppe um Emmanuel Marcq vom französischen Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observation Spatiales (LATMOS).

Alternativ, und unter Berücksichtigung der Messungen von Pioneer Venus 1, könnte es laut Marcq jedoch auch möglich sein, dass es Zyklen in der Hochatmosphäre im Bereich von Dekaden gibt, was für eine Komplexität im Rotationsgeschehen der Venusatmosphäre spräche, die man sich bisher nicht vorstellen konnte.

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Ein Beitrag von Simon Plasger. Quelle: ESA.

Bei der Untersuchung des Sonnenlichts, welches in der Region des Terminators, der Tag-Nacht-Grenze, die Venusatmosphäre passierte, wurde entdeckt, dass es etwa 125 km über der Oberfläche eine Schicht gibt, welche bis zu -175 °C kalt ist. Diese Temperatur ist niedriger als die kältesten Temperaturen in der Erdatmosphäre, was sehr ungewöhnlich ist, da die Venus sehr viel näher an der Sonne ist und unter anderem dafür bekannt ist, insgesamt sehr warm zu sein.

Die Kälte in der Atmosphäre würde dazu ausreichen, dass sich Eis und Schnee aus Kohlenstoffdioxid bilden kann, dem Hauptbestandteil der Schutzhülle unseres Nachbarplaneten. Aus den Eispartikeln könnten sich Wolken bilden, welche das Sonnenlicht stark reflektieren würden.

Bei den Untersuchungen wurde auch herausgefunden, dass die kalte Schicht am Terminator von für die Verhältnisse der Venus normalwarmen Schichten umgeben ist. Die Messungen konnten durch andere Datensätze von Venus Express bestätigt werden. Dabei flossen auch Daten ein, die während des diesjährigen Venustransits gemessen wurden.

Håkan Svedhem, Projektwissenschaftler für Venus Express, sagte dazu: „Die Entdeckung ist sehr neu und wir müssen noch darüber nachdenken und verstehen, was sie für Konsequenzen hat. Allerdings ist sie speziell, da wir an den Terminatoren in den Atmosphären von Erde und Mars, welche andere chemische Zusammensetzungen und andere Temperaturbedingungen haben, keine ähnlichen Temperaturprofile sehen.“

Venus Express wurde von der europäischen Weltraumagentur ESA finanziert und von EADS Astrium und anderen Unternehmen gebaut. Der Start erfolgte am 9. November 2005 an Bord einer Sojus-Fregat von Baikonur aus. Seit dem 11. April 2006 befindet sich die Sonde in einem Orbit um den inneren Nachbarplaneten der Erde.

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Ein Beitrag von Simon Plasger. Quelle: ESA.

Da die Atmosphäre unseres Nachbarplaneten relativ weit nach außen reicht, wird die um diesen kreisende Sonde Venus Express ständig gebremst und sinkt dadurch ab. Um dies auszugleichen, fanden am 26. und am 28. Februar zwei Orbitkorrekturen statt, bei denen die Periapsis (der tiefste Punkt der Umlaufbahn) um mehr als 120 Kilometer angehoben wurde. Solche Operationen sind regelmäßig notwendig, um ein Verglühen der Sonde in der Atmosphäre zu verhindern.

An Bord von Venus Express gibt es eine sehr simple Uhr, welche einfach die Zeit seit Missionsbeginn hochzählt. Sie hat den Vorteil, dass sie Gewicht und Kosten spart, jedoch ist sie relativ ungenau, so dass regelmäßig nachkorrigiert werden muss. Ein solches Kommando wurde am 28. Februar gesendet.

Die Instrumente des Planetenerkunders arbeiteten weitgehend normal, allerdings gab es einen Datenverlust, als Daten des Magnetometers zur Erde gesendet werden sollten. Aufgrund eines Servofehlers an der Antenne der Bodenstation in Spanien gingen einige Datenpakete auf dem Weg verloren. Da sie nicht an Bord zwischengespeichert wurden, sind die Daten verloren und können nicht wiederhergestellt werden.

Aufgrund einer besonderen Orbitphase mussten bei der Kommunikation mit der Erde einige besondere Maßnahmen getroffen werden, um ein Beschädigen der Sonde zu verhindern, denn nur zwei Seiten („X+“ und „Z+“) der Oberfläche der Sonde dürfen durchgehend zur Sonne zeigen, ohne dass das Raumschiff überhitzt. Eine weitere Seite („X-“), hätte in der aktuellen Flugphase während der Kommunikation mit der Bodenstation zur Sonne gezeigt, was verhindert werden musste.

Dazu wurde Venus Express während des Kommunikationsvorgangs gedreht. Jedoch wurde dabei die Hauptantenne (HGA, High Gain Antenna) so geschwenkt, dass sie nicht mehr zur Erde „schauen“ konnte. Dies wurde beim Design der Sonde berücksichtigt und es wurde Redundanz in Form einer zweiten Antenne (HGA2) geschaffen. Diese Antenne wurde dann für die Datenübertragung genutzt.

Venus Express wurde von der europäischen Weltraumagentur ESA finanziert und von EADS Astrium und anderen Unternehmen gebaut. Der Start erfolgte am 9. November 2005 an Bord einer Sojus-Fregat von Baikonur aus. Seit dem 11. April 2006 befindet sich die Sonde in einem Orbit um den inneren Nachbarplaneten der Erde.

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Ein Beitrag von Simon Plasger. Quelle: ESA.

In der Zeit vom 8. bis zum 19. Januar fand die siebte Messkampagne des „Atmospheric Drag Experiment“ statt, welches die Dichte der Venusatmosphäre messen soll. Dazu befand sich die Sonde in einem Orbit mit einem Apozentrum (venusfernster Punkt) von 66.000 km, das Perizentrum (venusnächster Punkt) sank mit jedem Orbitumlauf.

Um die Messungen durchzuführen, wurden beim Durchflug der oberen Atmosphärenschichten in Höhen von bis zu 175 Kilometern die Solarpaneele der Sonde leicht geneigt, woraufhin die Sonde sich zu drehen begann. Die dabei durch die Reaktionskontrollräder gemessene Drehgeschwindigkeit ließ dann Rückschlüsse auf die Atmosphärendichte zu.

Nach dem Ende der Messkampagne wurde der Orbit von Venus Express wieder angehoben: Am 22. Februar wurde zunächst das Apozentrum angepasst. Zwei Tage später, am 24. Februar wurden dann das Perizentrum aus den oberen Atmosphärenschichten hinaus auf 310 km angehoben.

Neben den oben genannten Untersuchungen der Atmosphären arbeiteten auch die anderen Experimente normal, nur bei zweien traten kleine Anomalien auf:

• Das ASPERA-Experiment, welches neutrale und elektrisch geladene Teilchen misst, verlor am 20. Januar einen Teil seiner Daten. Aufgrund einer Spannungsspitze konnten für etwa 100 Minuten keine Daten gespeichert werden.
• Gleich zwei Fehler traten bei der Kamera VMC auf: Zum einen gab es am 19. Januar eine unerwartete Trennung zwischen Instrument und Speicher, so dass für 40 Minuten die Ergebnisse nicht gesichert werden konnten. Wenige Tage später, am 26. Januar, war der zugewiesene Speicher voll und etwa 12 MB wurden überschrieben und konnten nicht wiederhergestellt werden.

Zuletzt wurde für in eine Missionsphase mit größerer Dunkelheit der Batterieladestand von 80 auf 100 % erhöht, um genug Energie bereitzustellen. Normalerweise wird der Ladestand niedrig gehalten, um die Lebensdauer zu verlängern.
Die Sonde Venus Express wurde von der europäischen Weltraumagentur ESA am 9. November 2005 gestartet und erreichte unseren Nachbarplaneten am 11. April 2006.

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Ein Beitrag von Simon Plasger. Quelle: ESA.

Wissenschaftliche Untersuchungen der europäischen Sonde Venus Express haben ergeben, dass sich in einer Höhe von etwa 100 km über der Venusoberfläche eine dünne Ozonschicht befindet. Ozon (O₃) ist ein Molekül, das aus drei Sauerstoffatomen besteht. Die Ozonschicht der Erdatmosphäre befindet sich in einer Höhe von 15-50 km und spielt eine wichtige Rolle im Klimahaushalt des blauen Planeten.
In der Erdatmosphäre entsteht Ozon, wenn Sauerstoff-Moleküle (O₂) durch starke Sonneneinstrahlung in einzelne Atome zerfallen. Diese können nun mit anderen Sauerstoff-Molekülen reagieren, wodurch dann Ozon entsteht. Diese Reaktionen finden auch in den Atmosphären anderer Planeten statt. So wurden vor 40 Jahren erste Spuren von Ozon in der Marsatmosphäre gefunden. Bislang gab es bei der Venus keine Hinweise darauf, obwohl das Vorhandensein immer wieder vorhergesagt wurde.

Nun nutzte die Sonde Venus Express das Instrument SPICAV (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Venus), um die Atmosphäre des Planeten zu untersuchen. Dazu wurde das Licht eines entfernten Sternes beobachtet, nachdem es die Lufthülle der Venus durchquert hatte. Indem gemessen wurde, wie stark es dabei verändert wurde, konnten Astronomen indirekt Rückschlüsse auf die Zusammensetzung der Atmosphäre ziehen.

Die Ozonschicht der Venus ist extrem dünn, ihre Dicke beträgt nur etwa ein Tausendstel der irdischen Ozonschicht. Trotzdem wird die Erkenntnis, dass sie vorhanden ist, die Suche nach Leben auf anderen Planeten verbessern.

Venus Express wurde am 9. November 2005 an Bord einer Sojus-Fregat von Baikonur aus gestartet und befindet sich seit dem 11. April 2006 in einem Orbit um die Venus. Als derzeit einziges Raumschiff untersucht sie die Eigenschaften des erdnächsten Planeten.

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: ESA. Vertont von Peter Rittinger.

Den Blick auf die Oberfläche der Venus versperren dichte Schwefelsäurewolken. Die Säuretröpfchen bilden sich in Höhen zwischen 50 und 70 Kilometern, wenn Schwefeldioxid aus Vulkanen sich mit Wasserdampf verbindet. Überschüssiges Schwefeldioxid sollte eigentlich schnell durch die in Höhen über 70 Kilometer vorherrschende intensive Sonnenstrahlung zersetzt werden. Deshalb war es eine Überraschung, dass Venus Express im Jahre 2008 in 90 bis 110 Kilometern Höhe über der Venusoberfläche Schichten von Schwefeldioxid feststellte. Niemand wusste zu sagen, woher dieses Schwefeldioxid kommt.

Computersimulationen, die Xi Zhang vom Caltec aus den Vereinigten Staaten von Amerika zusammen mit Kollegen aus dem eigenen Land sowie aus Frankreich und Taiwan durchführte, lieferten jetzt eine mögliche Erklärung. Vermutlich verdampft ein Teil der Schwefelsäuretröpfchen in der Hochatmosphäre, und das so entstandene Schwefelsäuregas kann durch die Sonneneinstrahlung so zerstört werden, dass Schwefeldioxid entsteht.

Håkan Svedhem, Venus-Express-Projektwissenschaftler, sagte, eine Schwefelschicht in solch großer Höhe habe man eigentlich nicht erwartet, nun sei man jedoch in der Lage, die Messungen zu erklären. Die neuen Ergebnisse legten außerdem nahe, dass der Schwefelkreislauf in der Atmosphäre der Venus komplizierter ist als zunächst gedacht.

Für das Wissen über den Planeten Venus sind die neuen Erkenntnisse eine willkommene Bereicherung. Darüber hinaus können sie eine Warnung sein, dass sich vorgeschlagene Wege zur Verlangsamung der Klimaveränderungen auf der Erde vielleicht als weniger effektiv erweisen als ursprünglich erwartet.

Der Nobelpreisgewinner Paul Crutzen hatte sich jüngst dafür stark gemacht, große Mengen Schwefeldioxid in rund 20 Kilometern Höhe in die Erdatmosphäre einzubringen, um der globalen, durch Treibhausgase verursachten Klimaerwärmung entgegenzuwirken. Der Vorschlag stützt sich auf die Beobachtung starker Vulkanausbrüche, bei welchen Schwefeldioxid in die Atmosphäre geschleudert wurde. So geschah es insbesondere bei einem Ausbruch des Pinatubo auf den Philippinen im Jahr 1991, als das Gas 20 Kilometer Höhe erreichte, und sich dort kleine Tropfen konzentrierter Schwefelsäure bildeten. Diese denjenigen in den Venuswolken gleichenden Tröpfchen verteilten sich anschließend in einer Dunstschicht um die Erde. Weil der Dunst einen Teil der Sonnenstrahlung reflektierte, kühlte sich die gesamte Erde um rund 0,5 Grad Celsius ab.

Das Verdampfen von Schwefelsäure in der Venusatmosphäre ist ein Hinweis darauf, dass ein künstlicher Eintrag von bedeutenden Mengen Schwefeldioxid in die Erdatmosphäre vielleicht nicht zur erwarteten Temperatursenkung führt. Nicht bekannt ist nämlich, wie schnell sich eine teilweise reflektierende Dunstschicht in der Erdatmosphäre in gasförmige Schwefelsäure verwandelt und sich dabei auflöst. Gasförmige Schwefelsäure lässt Sonnenstrahlung ungehindert passieren.

Jean-Loup Bertaux von der französischen Universität Versailles-Saint-Quentin, der den Sensor SPICAV an Bord von Venus Express betreut, ist davon überzeugt, dass es notwendig ist, sehr genau zu prüfen, welche möglichen Folgen eine künstliche Schicht von Schwefelsäuretröpfchen in der Erdatmosphäre haben kann. Für ein derartiges Geo-engineering am eigenen Planeten ist das, was man über die Schwefelsäurewolken in der Venusatmosphäre lernen kann, sicher relevant, glaubt Bertaux.

Venus Express liefert uns auf der Erde Daten von einem Experiment, das die Natur für uns auf der Venus durchführt. Davon können wir lernen, bevor wir Experimente mit unserer eigenen Welt unternehmen.

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Ein Beitrag von Daniel Schiller und Günther Glatzel. Quelle: ESA. Vertont von Peter Rittinger.

Mit Instrumenten konnte man bisher die Atmosphäre der Venus bis in eine Höhe von 140 Kilometern „direkt“ beobachten. Für Höhen darüber ist man auf Widerstandsexperimente angewiesen, um Grundparameter der Atmosphäre festzustellen. Dabei durchfliegt eine Sonde Teile der Hochatmosphäre, wodurch sie messbar abgebremst wird. Dabei wirkt ein Kraftmoment, welches aus der Bahnänderung berechnet werden kann.

Bisher hatte man nur ähnliche Datensätze durch US-amerikanische Orbiter (Pioneer Venus Orbiter und Magellan) aus den Äquatorregionen. Die Messungen von Venus Express haben nun aber bereits eine Abweichung von 60 % zu den bisherigen einfachen Modellvorhersagen zur Dichte in 180 Kilometern Höhe ergeben.

Bisher ist Venus Express bis auf 175 Kilometer im Perizentrum, dem venusnächsten Punkt der elliptischen Umlaufbahn, abgestiegen. Kommende Woche sollen nun 165 km erreicht werden. Man tastet sich also langsam voran, um für jeden Schritt die neusten Modellvorhersagen nutzen zu können.

Dabei wendet man einen zusätzlichen Trick an. Man stellt die Solarzellenpaneele der Sonde so, dass eines von beiden maximalen Luftwiderstand bietet, das andere minimalen. Dadurch erreicht man, dass auf die Sonde ein Drehmoment wirkt. Bisher reichen die Drallräder an Bord aus, um das äußere Drehmoment beim Durchfliegen der Atmosphäre auszugleichen und dabei auch präzise zu messen. In Zukunft wird man diese Ergebnisse direkt für den Betrieb der Sonde nutzen. Man möchte das Apozentrum durch Aerobraking deutlich absenken, um die Störung durch die Sonne zu reduzieren, und so den Korrekturbedarf. Damit soll der Treibstoff an Bord bis jenseits 2015 reichen, wenn man 2012 die Absenkung vornimmt.

Venus Express startete am 9. November 2005 und erreichte die Venus am 11. April 2006. Bis zum 7. Mai wurde die Exzentrizität der zunächst stark elliptischen Umlaufbahn verringert, der Arbeitsorbit war erreicht. An Bord der etwa 1,2 t schweren, von Astrium gebauten Sonde befinden sich 6 aktive und ein passives Instrument, mit denen vorwiegend die Venusatmosphäre untersucht wird. Venus Express wurde im Wesentlichen aus Ersatzteilen der Sonde Mars Express zusammengebaut.

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Ein Beitrag von Daniel Schiller. Quelle: ESA.

Durch die natürliche Entwicklung des hochelliptischen 24-Stunden-Orbits hatte sich das Perizentrum unter 180 Kilometer abgesenkt. Diese Nähe eröffnete erneut die Möglichkeit, verschiedene Widerstands- und Gravitationsexperimente in der äußersten Atmosphäre der Venus durchzuführen, bevor der Orbit wieder angehoben werden musste:

• Atmosphärisches-Widerstands-Experiment 3b (ADE 3b)
  Zwischen dem 11. und 16. April 2010 wurden erneut die kumulierten Einflüsse des atmosphärischen Widerstands gemessen. Dabei wurden durch die ESA-Station New Norcia ausschließlich vom Orbiter ausgesandte Trackingdaten erfasst. Das Entladen der Reaktionsräder wurde in die Kommunikationsphasen außerhalb des Perizentrums mit der Station in Cebreros gelegt.
• Kippexperiment der Solarzellen
  Die beiden Solarzellen der Sonde wurden bei Perizentrumspassagen asymmetrisch angestellt. Das so durch den atmosphärischen Widerstand erzeugte Moment konnte in den Reaktionsrädern an Bord gemessen werden, welche die Störung ausglichen. Insgesamt wurden am 3. April und vom 12.-16. April sechs Versuche durchgeführt. Bei jedem Versuch wurde die Asymmetrie der Solarzellen erhöht, und so auch das Störmoment.
• VeRa-Gravitationsexperimente
  Zwischen dem 11. und 16. April 2010 wurden parallel zu den Widerstandsexperimenten tägliche Radio-Science-Messungen der Orbitstörungen durch die Massenverteilung der Venus durchgeführt.

• Orbit-Kontroll-Manöver (OCM)
  Nach dem Abschluss der Widerstandsexperimente war die Perizentrumshöhe fast auf die minimal erlaubten 175 Kilometer abgesunken. Am 17. April 2010 wurde das Perizentrum durch eine Beschleunigung um 5,978 m/s um 96,65 Kilometer angehoben
• Delta Differential One-Way Ranging (DDOR)
  Mit den beiden ESA-Stationen New Norcia und Cebreros wurde die Sonde am 10. April gleichzeitig verfolgt. Durch diese hochgenauen Messungen der Sondenposition sollten die aktuellen Ephemeriden der Venus selbst bestimmt werden.

Insgesamt arbeitet Venus Express weiterhin nominal. Im Lagekontrollsystem sind dabei zwei Besonderheiten aufgetreten. In Reaktionsrad 2 kommt es wiederholt zu höheren Reibungswerten der Lager, während die Sonde zur Erde ausgerichtet ist. Ursache sind erhöhte Temperaturen in dieser Konfiguration. Reaktionsrad 4 zeigte für fünf aufeinander folgende Tage ebenfalls erhöhte Reibungswerte, arbeitet momentan aber wieder nominal. Der Vorfall wird noch untersucht.

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: ESA.

In der vergangenen Woche wurden erneut ein Solarzellenausleger des seit dem 11. April 2006 um die Venus kreisenden Orbiters Venus Express eingesetzt, um diesen in den dünnen Schichten der Hochatmosphäre des Planeten geringfügig abzubremsen. Die Bahn von Venus Express führte dabei teilweise in nur noch rund 180 Kilometern Höhe über die Planetenoberfläche. Die durch den aerodynamischen Widerstand erzeugten Kräfte würden eine Drehung des Raumfahrzeuges verursachen, wenn dessen Reaktionsräder dem nicht entgegenwirken. Aus dem zum Halten der Lage auf der Flugbahn nötigen Einsatz der Reaktionsräder sind Rückschlüsse auf die Dichte der Hochatmosphäre möglich.

Zwischen dem 12. und dem 16. April 2010 war Venus Express mit unterschiedlichen Stellungen seiner Solarzellenausleger unterwegs, wobei einer der beiden Ausleger immer zur Sonne ausgerichtet blieb, um die Energieversorgung während der Versuchsreihe sicherzustellen. Am 16. April 2010 wurde der zur Widerstandserzeugung verwendete Ausleger schließlich in um 45 Grad gedrehten Positionen eingesetzt, um zusätzliche Informationen über die in der Hochatmosphäre auf den Ausleger auftreffenden Moleküle zu gewinnen.

Am 21. April 2010 berichtete die europäische Weltraumorganisation ESA, dass die neuerliche Kampagne von Widerstandsexperimenten in der Venusatmosphäre ohne Probleme abgeschlossen wurde. Venus Express hat wieder einmal gezeigt, dass der Orbiter sicher eingesetzt werden kann, um die Dichte der Venusatmosphäre mit hoher Genauigkeit zu messen.

Den Atmospährenmesskampagnen in den Jahren 2008 und 2009 sowie im Februar und April 2010 sollen auch im Oktober 2010 und im Jahre 2011 weitere entsprechende Einsätze von Venus Express folgen. Möglicherweise wird der Orbiter dann tiefer in die Atmosphäre der Venus eindringen, wenn eine Auswertung der bisher gewonnenen Daten ergibt, dass dies, ohne das Raumfahrzeug substanziell zu gefährden, möglich ist.

Venus Express ist mit zwei symmetrischen Solarzellenauslegern ausgestattet. Mit Hilfe der Galliumarsenid-Zellen auf den Auslegern können im Venusorbit bis zu 1.400 Watt elektrischer Leistung bereitgestellt werden. Die Gesamtfläche der Ausleger beträgt 5,7 Quadratmeter.

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Ein Beitrag von Klaus Donath. Quelle: NASA, JPL.

Die Observationen zeigen, dass es Ausbrüche vor wenigen Hundert Jahren bis 2,5 Millionen Jahren gegeben hat. Daraus schließen Wissenschaftler beim JPL, dass geologische Aktivität weiterhin existiert. Das macht die Venus zum Mitglied im erlauchten Club der Planeten, wo innerhalb der letzten 3 Millionen Jahre eine vulkanische Aktivität nachgewiesen werden konnte.

Mit Hilfe von Aufnahmen der europäischen Venus-Express-Mission, welche den Planeten seit 2006 umkreist, konnten diese Ergebnisse präsentiert werden. Zusätzlich wurden auch Daten von Magellan, einer NASA-Raumsonde, verwendet, welche von 1990 bis 1994 die Oberfläche untersuchte.

Wissenschaftler konnten Unterschiede in 3 vulkanischen Regionen feststellen, wo neuere Lavaströme aufgrund Ihrer Infrarot-Ausstrahlung ausgemacht wurden. Dabei müssen höhere Temperaturen nicht automatische Hitze aus vulkanischer Aktivität bedeuten, aber man weiß, dass das intensive Wetter auf der Venus die Oberflächentemperatur normalerweise dominiert, was wiederum das Indiz für Vulkanismus ist. Die gemessenen Temperaturunterschiede sind nicht so deutlich wie sie die Farben suggerieren. Es geht hier lediglich um wenige Grade Differenz zur Umgebung.

Wie auf der Erde sind Täler wärmer als Berge. Da ja die Atmosphäre der Venus so dicht ist, dass sie komplett die Temperatur auf der Oberfläche bestimmt, ermöglichte dies den Wissenschaftlern, eine Vorhersage über die Temperatur an den verschiedenen Stellen der Oberfläche zu tätigen und ein Modell zu erstellen. Durch Messungen von VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer, einem Instrument von Venus Express) im letzten Jahr konnten bestimmte Geländebereiche gefunden werden, wo die Temperatur von der Vorhersage um 2-3 Grad abweichen. Genau auf diese Stellen hat sich das Team bei seiner Studie konzentriert.

Sue Smrekar, einer der Wissenschaftler von NASA’s JPL in Kalifornien, meint, dass die geologische Geschichte auf Venus lange ein Rätsel war. Zwar gaben vorangegangene Venus-Missionen Hinweise auf vulkanische Aktivität, allerdings konnte der Zeitraum laut Smrekar bisher nicht eingegrenzt werden.

Etwas musste für eine Erosion auf Venus‘ Oberfläche verantwortlich sein, da man bisher nur etwa 1.000 Krater finden konnte. Eine kleine Anzahl verglichen mit anderen Himmelskörpern im Sonnensystem.

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Ein Beitrag von Daniel Schiller und Günther Glatzel. Quelle: ESA.

Die Kampagne lief in der Zeit vom 22. bis zum 28. Februar 2010 und war nach August 2008 und Oktober 2009 die dritte ihrer Art. Das Perizentrum, den Venus-nächsten Punkt der Bahn, hat man dabei von 187 Kilometern auf 182 Kilometer fallen lassen. Im Rahmen der Orbitbestimmung hat man von der Erde aus Bremseffekte aufgespürt, um so die Hochatmosphäre der Venus zu untersuchen. Die Bremswirkung ist allerdings sehr gering, die Sonde gerät dabei nicht in Gefahr.

Speziell die polaren Regionen interessieren bei diesen Kampagnen. Während der nächsten Messkampagne im April fällt das Perizentrum dann bis unter 180 km. 175 km ist das erlaubte Minimum, nach dessen Erreichen die Bahn wieder angehoben werden soll. Die Messzeiträume während der Passagen umfassten jeweils 4 Stunden. Dabei sendete die Sonde nur ein Trägersignal aus, übermittelte also eigentlich keine Daten. Diese wurden erst aus Verschiebungen der Frequenz beim Empfang auf der Erde gewonnen. Die Signale werden entweder von der Deep Space Station 35 der NASA in Canberra (Australien) oder der Deep Space Antenna 1 der ESA in der Nähe von New Norcia (ebenfalls Australien) empfangen.

Während des Durchflugs der Hochatmosphäre der Venus wird die Sonde stärker gebremst als in größeren Höhen. Diese Verlangsamung lässt sich aus den Veränderungen des Funksignals berechnen. Während dieser Zeit bleiben weitere Systeme der Sonde inaktiv, die Entlademanöver für die Reaktionsräder wurden ebenso außerhalb dieser Zeiträume gelegt. Außerdem wurden die Solarzellenpaneele für die Atmosphärenflüge „passend“ ausgerichtet, und zwar asymmetrisch. Eine Fläche zeigte zur Sonne, die andere wurde weggedreht. Durch die asymmetrische Konfiguration baute sich eine leichte Rotation beim Atmosphärendurchflug auf, welche man über die Reaktionsräder messen konnte. Damit hat man einen weiteren Datensatz, neben dem standardmäßigen Tracking von der Erde aus.

Am 21. Februar hat man außerdem ein Bremsmanöver im Perizentrum durchgeführt und das Apozentrum um 56 km abgesenkt. Das Manöver ist etwas zu stark ausgefallen. Durch die um 92 Sekunden kürzere Umlaufzeit hat man das „Phasing“ des Sondenorbits wieder mit dem Zeitrahmen des Missionsbetriebs auf der Erde synchronisiert.

Mehr über Venus Express finden Sie auch auf unserer ausführlichen Sonderseite zu der Sonde.

Raumcon:

• Venus-Express-Thema (seit August 2005)

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Unmanned Spaceflight.

Die Tagung des Science Programme Committee (SPC) der ESA fand bereits am 2. Oktober statt. Während dieses Treffens wurde eine Verlängerung der Missionen von Venus Express und Mars Express bis Ende 2012 vereinbart. Die Entscheidung soll demnächst offiziell veröffentlicht werden.

Mars Express startete am 2. Juni 2003 zum Roten Planeten, den es am 25. Dezember gleichen Jahres erreichte. Die wichtigsten Instrumente sind ein Radar und eine hochauflösende Stereo-Kamera mit einer Auflösung bis zu 2 Metern. Der Lander Beagle 2 ging allerdings verloren.

Venus Express startete am 9. November 2005 zu unserem inneren Nachbarplaneten, den die Sonde seit dem 11. April 2006 umläuft. Mit ihr wird seitdem mittels mehrerer Spektrometer vor allem Atmosphärenforschung betrieben.

Verlängert wurden auch XMM-Newton, Integral und Cluster sowie die Missionen vom Hubble Space Telescope und von SOHO mit ESA-Beteiligung.

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