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VENUS EXPRESS
Den Geheimnissen der Venus auf der Spur (2)

Zurück zum ersten Teil: Treibhauseffekt und Superrotation

Venus

Zusammenstellung aus Aufnahmen mit dem UV-Filter der Venus Monitoring Camera (VMC) auf Venus Express, die kurzzeitige Veränderungen in den Wolken- und Dunstbändern der Südpolregion des Planeten zeigt.  Bild: ESA / MPS / DLR / IDA [Großansicht]

Das DLR-Institut für Planetenforschung führt die systematische Prozessierung der VMC-Bilddaten durch und erstellt kartographisch präzise Mosaike aus den Einzelbildern. Das Spektrometer VIRTIS (Visible and InfraRed Thermal Imaging Spectrometer) an Bord von Venus Express hat die Fähigkeit, die Atmosphäre des Planeten dreidimensional zu untersuchen. Das heißt, VIRTIS kann in bestimmten Wellenlängen des nahen Infrarots in die Tiefen der Wolken schauen, was Aussagen über Phänomene in verschiedenen Höhen, bis hinunter zur Oberfläche erlaubt.

In zwei Beiträgen für das Wissenschaftsmagazin Nature werden neue Erkenntnisse zur Zusammensetzung der oberen Atmosphäre vorgestellt. Mit Daten von VIRTIS können nun zum Beispiel detaillierte Angaben zur Verteilung des Sauerstoffs in der Gashülle der Venus gemacht werden, dessen Konzentration mit zunehmender Tageslänge steigt und während der Nacht wieder abfällt. Ferner ist die Dynamik der Wolken in dem Wirbelsystem über dem Südpol untersucht worden – nicht nur in ihrer räumlichen Verteilung und der zeitlichen Veränderung, sondern auch in ihrer Tiefenstruktur. Mit VIRTIS konnte die unteren Ausläufer des Wirbelsystems bis zu einer Höhe von 50 Kilometern beobachtet werden.

Daten von VIRTIS und VMC sind auch zur Erkundung der Zusammensetzung der Venusoberfläche geeignet. Das Spektrometer hat seit April 2006 mehr als tausend Bilder der Südhalbkugel aufgenommen. VIRTIS nimmt dabei im Gegensatz zu VMC nicht nur Daten für das atmosphärische Fenster bei der in beiden Instrumenten verfügbaren Wellenlänge von 1,02 Mikrometern (tausendstel Millimeter) auf, sondern über den gesamten Spektralbereich bis fünf Mikrometer. Mit diesen Daten ist es möglich, den Einfluss der Wolken auf das Messergebnis zu reduzieren und "wolkenfreie" Bildkarten der Oberflächentemperatur zu errechnen.

"Wir verfeinern gegenwärtig diese Daten, indem wir störende Signale der Atmosphäre heraus rechnen", erklärt Nils Müller vom DLR. "Aus den minimalen Abweichungen zwischen gemessenen und modellierten Oberflächentemperaturen werden wir dann Rückschlüsse auf die Eigenschaften und Mineralogie der Oberfläche ziehen können", erklärt Müller weiter. Damit wäre es erstmals möglich, verschiedene Minerale der Venusoberfläche anhand ihres Infrarotspektrums zu kartieren. Gemeinsam mit Kollegen anderer wissenschaftlicher Einrichtungen wird das VIRTIS-Team am DLR die Ergebnisse in Kürze veröffentlichen.

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Will man die Daten von VIRTIS und VMC interpretieren, um auf mögliche Gesteine auf der Oberfläche zu schließen, stellt sich eine ganz grundlegende Frage: Verändern sich bei fast 500 Grad Celsius heißen Gesteinen die spektralen Eigenschaften von Mineralen, also ihr Reflexionsverhalten gegenüber unterschiedlichen Wellenlängen? Dieser Frage geht das DLR mit seinem Planetaren Emissivitätslabor (PEL) nach. Mit dem PEL kann die so genannte Emissivität von Mineralien und Gesteinen vermessen werden, die angibt, wie viel thermische Strahlung ein Material bei einer bestimmten Temperatur abgibt. Diese Eigenschaft und vor allem ihre Abhängigkeit von der Wellenlänge unterscheiden sich von Gestein zu Gestein und kann damit zur Identifikation genutzt werden. Dies wird auch von einem Spektrometer-Experiment auf der ESA-Mission Mars Express genutzt, das durch Messungen an Mars-relevanten Mineralen im PEL unterstützt wird.

"Wie so vieles an der Venus, sind auch vergleichbare Messungen bei diesem Planeten ungleich komplizierter als am Mars", sagt Dr. Alessandro Maturilli, der die PEL-Experimente am DLR durchführt. "Zum einen muss die Emissivität im sehr nahen Infrarot bei 1,0 Mikrometer gemessen werden. Hier dominiert aber eigentlich das reflektierte Licht die Messungen. Deshalb führen wir auf der Venus die Messungen von VIRTIS und VMC auf der Nachtseite durch, und auch im Labor müssen störende Strahlungsquellen eliminiert werden: Die Gesteinsproben befinden sich während der Messung in totaler Dunkelheit." Zum anderen herrschen auf der Venus permanent Temperaturen von fast 500 Grad Celsius. Bei dieser Hitze können sich die Eigenschaften von Gesteinen ändern und dies kann Einfluss auf ihre spektralen Signaturen haben.

"Zu diesem Thema gibt es bisher kaum systematische Untersuchungen, wir betreten hier unbekanntes Terrain", sagt Helbert, der Leiter des Labors. Das PEL wird für diese Arbeiten derzeit mit einem speziellen Induktions-Heizsystem erweitert, das es erlauben wird, Proben in kurzer Zeit auf mehr als 500 Grad Celsius zu erhitzen. Schließlich braucht man Proben die möglichst ähnlich denen auf der Venus sind.

Einige solcher Proben befinden sind seit kurzem im DLR-Labor: Sie wurden von Dr. Jörn Helbert während der Dreharbeiten zu einer Venus Express-Dokumentation der ESA auf der italienischen Insel Vulcano gesammelt. Weiteres Material wird vom Vernadski-Institut in Moskau im Rahmen einer internationalen Kooperation mit dem DLR und dem Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau zur Verfügung gestellt. Die enge Kooperation zwischen Datenauswertung und begleitenden Labormessungen sind der Schlüssel zum Verständnis der Oberflächenzusammensetzung der Venus aus den Infrarotdaten von VIRTIS und VMC.

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Links im WWW
Venus Express, Seiten der ESA
Venus Express, Seiten des DLR
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