Magmatismus der Venus
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Magmatismus der Venus Benjamin Schreckling Arthur-Schulz-Strasse 30, 09599 Freiberg Abstract. Die Erforschung der Venus ist eine sehr junge Wissenschaft. Es wurde zwar schon sehr lange versucht Erkenntnisse über die Venus zu erlangen, dies wurde aber durch die Atmosphäre, welche eine opake Wolkendecke besitzt verhindert. Ein direkter Blick auf die Oberfläche der Venus war so nicht möglich. Somit begann die Erkundung erst im 20.Jahrhundert. Die ersten zuverlässigen Informationen bezüglich der Atmosphäre wurden durch die Infrarotspektroskopie ermöglicht. Die ersten Bilder der Oberfläche konnten in den 1960’er Jahren durch die Radartechnik realisiert werden. Darauf folgten verschieden Missionen in welchen mittels Satteliten und Landesonden sehr viele Erkenntnisse gewonnen werden konnten. So konnte man die Zusammensetzung der Atmosphäre bestimmen, an wenigen Stellen den Boden anhand von Gammastrahlung- und Röntgenfluoreszensanalysen beproben und letztendlich den gesamten Planeten kartieren. Speziell das Kartieren durch den Erkundungssatteliten Magellan, welcher erstmals Bilder in hoher Auflösung lieferte, ermöglichte detaillierte Aussagen zu Oberflächenformen und deren eventuelle Entstehung. Die Venus im Vergleich mit der Erde Die Venus gehört zu den vier terrestrischen Planeten und kommt auf ihrer Umlaufbahn der Erde am nächsten. Geochemische und physikalische Daten für Venus, Erde, Mars und Mond weisen darauf hin, dass sie aus demselben Urnebelmaterial akkretiert sind. Einige Ähnlichkeiten zur Erde lassen auf eine gemeinsame Entwicklung der beiden Planeten schließen. Dies erzeugt ein besonderes wissenschaftliches Interesse, da man hofft Prozesse besser nachvollziehen zu können, deren Spuren auf der Erde längst wieder der Erosion zum Opfer gefallen sind. So ist der Durchmesser mit 12103,6 km nur minimal geringer als jener der Erde. Auch die Dichte ist mit 5,24 g/cm³ im Vergleich zur Erddichte mit 5,5 g/cm³ vergleichbar. Die niedrigere Dichte widerspricht jedoch der allgemein anerkannten Theorie: je näher ein Planet die Sonne umkreist, desto schwerere Elemente akkretiert er und müsste somit eine höhere Dichte haben. Der Widerspruch erklärt sich durch einen großen Impakt (Theia) während einer späten Entwicklungsphase, welcher den Chemismus nochmals entscheidend veränderte, die stärkere Kompaktion aufgrund der höheren Gravitation ist ebenso ein Grund hierfür. Die folgende Segregation in unterschiedliche Schalen ist jedoch ähnlich verlaufen und so schließt man auf einen inneren Aufbau der beinahe dem der Erde entspricht. Er setzt sich aus einem metallischem Kern und einem mächtigen äußerem Silikatmantel zusammen. Eventuell ist der Mantel auch nicht in zwei Teile differenziert. Ein Magnetfeld besitzt die Venus jedoch nicht, was an der sehr geringen Rotation der Venus liegt. Hier hören die Gemeinsamkeiten auf. Ein Venusjahr hat eine Länge von 224,7 Erdtagen, wohingegen ein Tag 243 Erdtagen entspricht und somit länger als ein Jahr ist. Die Venusachse ist um 177,36° (Erdachse 23,5°) geneigt. Die Venus besitzt kein Oberflächenwasser, dafür aber eine toxische Atmosphäre die an der Oberfläche den neunzigfachen Druck unseres Planeten aufweist. Die Atmosphäre besteht hauptsächlich aus Kohlenstoffdioxid (96,5%) und Stickstoff (3,5%). Sie enthält Spuren von SO2, H2O, H2SO4, HCl, HF, OCS, CO und Argon. In Höhen von 50 – 80 km gibt es Lagen konzentrierter H2SO4. Die Oberflächentemperatur beträgt mehr als 450°C (Fig.1). 2 Benjamin Schreckling Fig.1 Temperaturverteilung auf der Venus (ESA 2006) Die Erkundung der Venus Die Venus ist lange der Erforschung aufgrund ihrer permanent dichten Wolkenlage entkommen. Diese ist für Licht der sichtbaren Wellenlängen opak und hat Astronomen somit daran gehindert zu sehen was darunter liegt. Die ersten wissenschaftlichen Daten wurden 1932 durch Adams und Dunham gewonnen, welche mittels Infrarot Spektroskopie heraus fanden, dass die Atmosphäre der Venus zu großen Teilen aus CO2 besteht. 1962 gab es die ersten Bilder von der Oberfläche der Venus, welche durch auf der Erde stationierte Radio Teleskope aufgenommen wurden. Des Weiteren wurden zum ersten Mal genaue Werte für den Planetendurchmesser, die Rotationsdauer der Venus um die Sonne, sowie um sich selbst und der Sinn der Rotation ermittelt. Es stellte sich heraus dass die Venus einen retrograden Rotationssinn besitzt. Bei den drei Radio Teleskopen handelte es sich um USAnlagen welche sich in Puerto Rico, Massachusetts und Kalifornien befinden. Anfangs wurden die Anlagen nur genutzt um Entfernungen zu Planeten zu bestimmen, aber im Laufe der 70’er Jahre wurden auch zunehmend Bilder gesammelt. Es wurden Anfangs nur Auflösungen von 50 km erreicht, so konnte man lediglich erkennen dass es einige fixe Merkmale auf der Oberfläche der Venus gibt. Die Techniken wurden verbessert und man war in der Lage mit dem leistungsfähigsten der drei Teleskope (Puerto Rico) Auflösungen von bis zu 3 km zu erreichen. Campbell und Burns waren die ersten die daraus ein Mosaik erstellen konnten das 25% der Planetenoberfläche in einer Auflösung zwischen 10 – 20 km darstellte. Problematisch bei der erdgestützten Erkundung ist, das aufgrund der Geometrie der Erde in Beziehung zur Venus niemals alle Bereiche kartiert werden können und höchauflösende Bilder nur innerhalb eines geringen Konjunktionsbereichs einmal aller 19 Monate erzielt werden können. Die Erforschung mittels Satelliten begann 1961 mit der russischen Sonde Venera 1, zu welcher der Kontakt nach 7*106 km verloren ging. Darauf folgten in den nächsten dreißig Jahren einige weitere Missionen (Tabelle 1). Die erste erfolgreiche Mission war Mariner 2, der Kontakt zu dieser ging auch verloren aber sie war in der Lage zuvor einige Daten zur Erde zu funken. Sie bestätigte, die bereits vermutete sehr hohe Temperatur, sowie Ro- Magmatismus der Venus 3 tationsperioden und stellte fest das nur ein sehr geringes Magnetisches Feld vorhanden ist. Die Venera Missionen waren alle darauf ausgerichtet zu landen. Tabelle 1. Venus Missionen (Cattermole und Moore 1996, ESA) Mission Startdatum Organisator Venera 1* 12. Februar 1961 Sowjetunion Mariner 2 26. August 1962 NASA (USA) Venera 2* 12.November.1965 Sowjetunion Venera 3* 16.November 1965 Sowjetunion Venera 4* 12.Juni.1967 Sowjetunion Mariner 5 14.Juni.1967 NASA (USA) Venera 5* 5.Januar.1969 Sowjetunion Venera 6* 10.Januar.1969 Sowjetunion Venera 7 17.August.1970 Sowjetunion Venera 8 22.July.1972 Sowjetunion 3.November 1973 NASA (USA) Venera 9 8.Juni.1975 Sowjetunion Venera 10 14.Juni.1975 Sowjetunion Pioneer Venus 20.Mai.1978 NASA (USA) Venera 11* 9.September.1978 Sowjetunion Venera 12* 14.September.1978 Sowjetunion Venera 13 30.Oktober.1981 Sowjetunion Venera 14 4.November.1981 Sowjetunion Venera 15 2.Juni.1983 Sowjetunion Venera 16 7.Juni.1983 Sowjetunion Vega 1 15.Dezember.1984 Sowjetunion Vega 2 21.Dezember.1984 Sowjetunion 4.Mai.1989 NASA (USA) 9.11.2005 ESA (Europa) Mariner 10 Magellan Venus Express Fig.2 Magellan Orbiter (http://nssdc.gsfc.nasa.gov/) Topographische Karte durch Venus (http://nssdc.gsfc.nasa.gov/) Fig.3 Pioneer * gescheitert (Kontakt verloren, zerstört, Instrumente ausgefallen) Venera 7 war die erste Sonde die eine Landung unter den extrem hohen Atmosphärendrücken überlebte. Die Mariner Satelliten waren eigentlich alle Marssatelliten und sollten nur im Vorbeiflug Daten sammeln, dies erklärt das fehlen einiger Missionen in der Reihenfolge. Venera 7 landete also mit Erfolg und sendete 22 min Daten. Sie maß eine Temperatur von 480°C und einen Atmosphärendruck von 90 bar. Venera 8 konnte 1 h Daten senden und lieferte zusätzlich Informationen zur Atmosphärenzusammensetzung (wie oben genannt), außerdem wurde Radioaktive Strahlung von Uranium, Thorium und Kalium und eine Windgeschwindigkeit von 1 m/s gemessen. Venera 9+10 lieferten die ersten schwarzweiß Bilder der Oberfläche (Fig.4). Sie landeten beide am Rande von Beta Regio (Fig.5). Sie haben bei ihrer Landung entgegen aller Erwartungen beide kaum Staubaufgewirbelt, daraus lässt sich schließen, dass auf der Venus eine sehr geringe Verwitterungsrate herrscht. Das Bild von Venera 9 zeigt über den Boden verteilte flache Gesteinsbruchstücke neben feinerem Material. Venera 10 zeigte eine flache felsige Oberfläche auf welcher ebenfalls feineres Material auflagert. Venera 13 und 14 landeten weiter im Süden in Phoebe Regio (Fig.5). Sie nahmen sehr ähnliche Motive auf, wobei Venera 14 keinerlei Feinmaterial erkennen 4 Benjamin Schreckling ließ. Aufgrund dieser Aufnahmen schlussfolgerte man auf eine vulkanische Entstehung der Oberflächen und einige Bearbeiter verglichen das Material mit terrestrischen Pahoehoe-Lavaflüssen. Die Bilder von Venera 13 und 14 waren nun auch farbig und zeigten eine Orangefärbung. Dieser Farbeindruck resultiert aus der Filterwirkung des Schwefels in der Atmosphäre auf das Sonnenlicht. Geologen beschäftigten sich nun damit diesen Farbeindruck herauszufiltern und einen auf der Erde entsprechenden hervorzubringen. Die Korrektur brachte ein dunkles grau hervor, welches für basaltische Laven typisch ist. Fig.4 Bild der Venusoberfläche durch Venera 10 (http://nssdc.gsfc.nasa.gov/) Pioneer Venus war die erste Mission welche Radartechnik mit sich führte. Es handelte sich bei dieser Mission um einen Orbiter und einen so genannten Multiprobe (5 Landesonden). Der Orbiter konnte eine ganze Reihe von Messungen vornehmen (Solar Wind Plasma Analyzer (OPA), Magnetometer, Detektor für elektrische Felder, Neutrales Massen Spektrometer, Temperaturmessungsapparaturen,…) und unter anderem auch die Radarmessungen durchführen. Der Multiprobe wurde vom Orbiter abgetrennt und teilte sich noch einmal in 5 einzelne Sonden, so konnten Daten (Temperatur, Druck, Zusammensetzung (Gaschromatograph), Wolkenpartikel Größenmesser,…) an verschiedenen Orten der Atmosphäre gleichzeitig gewonnen werden. 68 km über dem Boden öffnete sich der Fallschirm der Hauptsonde, welcher den Fall bis in eine Höhe von 47 km abbremste und dann abgestoßen wurde. Die kleineren Sonden verfügten über keinen Fallschirm, waren aber auch nicht für ein überstehen der Landung konzipiert. Die maximale Auflösung des Radarsystems betrug 23*7 km, diese nahm jedoch mit zunehmender Entfernung zur Oberfläche ab. Benutzt wurde das Radar bis in eine Höhe von 4700km, in dieser Höhe betrug die Auflösung nur noch 75*100km und war damit schlechter als die erdbasierten Bilder, jedoch konnte flächendeckender kartiert werden. Zwischen dem 74° nördlicher und dem 63° südlicher Breite wurden auf 93% der Oberfläche die Höhen mit einer Sicherheit von +/-150m ermittelt. Fig.5 Karte der Lander mit Bodenprobeentnahme (Barsukov et al 1992), 1.Tiefebenen 2. rolling plains 3. Hochland 4.Gebirgszüge 5.nicht kartiert 6.Gammastrahlungsanalyse 7.RFA 8. 6.+7. Magmatismus der Venus 5 Darauf folgten die Missionen Venera 15+16 diese waren ausschließlich zur Radarkartierung konzipiert und arbeiteten erstmals nur mit side-looking Radar (SLR). Es wurden Auflösungen von 1-2 km erreicht und damit durchschnittlich eine fünfzigfach bessere. Es konnten erstmals Nord Polar Regionen vermessen werden. Vega 1+2 setzten im Vorbeifliegen auf dem Weg zu dem Kometen Halley 2 Lander in der Atmosphäre der Venus ab. Diese Lander gewannen weitere Daten der Beschaffenheit der Atmosphäre, außerdem nahmen sie eine Gammastrahlenspektroskopie am Boden vor, wie auch schon Venera 8, 9 und10. Venera 2 führte zusätzlich eine Röntgenfluoreszensanalyse durch. Venera 13+14 taten dies auch schon. Gewonnen wurden die Proben für diese Analyse mittels eines Bohrers. Bei der Probenahme wurde der Widerstand beim Bohren bestimmt und man schloss darauf das es sich bei dem Boden um einen verfestigten Tuff handeln muss. 1989 startete der Magellan Orbiter. Mit ihm erreichte man eine horizontale Auflösung von 120m und somit eine vorher unerreichte Qualität. 99% der Oberfläche konnten mit einer Höhengenauigkeit von +/- 50m kartiert werden. Magellan war bis 1994 im Einsatz und flog in dieser Zeit 6 Cycles. Ein Cycle bezeichnet hier den Zeitraum in welchem +/- einmal die gesamte Oberfläche abgerastert wird. Es wurden hierbei nicht nur Bilder erfasst, sondern es wurden auch Daten zum Schwerefeld gewonnen. So lassen sich Schwereanomalien feststellen und es können Rückschlüsse auf die Tiefe der isostatischen Kompensation gemacht werden. Das neuste Projekt gelangte im April 2006 in den Orbit der Venus. Mit Venus Express soll hauptsächlich die Atmosphäre genauer verstanden werden. Vulkanismus und Seismizität wird nur Nebensächlich betrachtet. Techniken zur Erkundung Wichtige Techniken die zur Erkundung des Magmatismus dienen sind vor allem die Gammastrahlenspektroskopie und die Röntgenfluoreszenzspektroskopie, da diese Werte der Zusammensetzung des Bodenmaterials liefern. Die Radartechnik ist natürlich ebenso wichtig, da sonst keine Betrachtung der Oberflächenformen gemacht werden könnten. Anhand dieser Oberflächenmerkmale könne Rückschlüsse auf den Chemismus der Materialien, sowie ihre magmatische und tektonische Entstehung getroffen werden. Auch eine veränderliche Atmosphärenzusammensetzung kann auf Vulkanismus hinweisen. Auf der Erde beobachtet man nach einem Vulkanausbruch einen deutlichen Anstieg im SO2 Gehalt in der oberen Atmosphäre. So wurden 1991 während des Ausbruchs von Mount Pinatubo auf den Philippinen Schätzungsweise 20 Millionen Tonen SO2 ausgestoßen. Pioneer Venus stellte zwischen 1978 und 1983 eine Verzehntelung im SO2 Gehalt oberhalb der Wolkendecke fest. Es wird jedoch bezweifelt ob ein Vulkanausbruch unter den gegebenen Atmosphärendrücken Material überhaupt in solche Höhen bringen kann, so könnten schwankende Gehalte auch durch viele andere Prozesse (z. Bsp. Atmosphärenzirkulation) erklärt werden. Zur Bestimmung der Atmosphärenzusammensetzung wurden vor allem Infrarot- und Ultraviolettspektrometer, Gaschromatographen und Massenspektrometer verwendet. Infrarot- und Ultraviolettspektrometrie basieren auf Emissionsspektren, hierbei empfängt ein Detektor von der Atmosphäre emittierte Strahlung. In der Gaschromatographie werden Stoffe mittels verschiedener physikalischer und chemischer Trennmethoden in ihre einzelnen Komponenten aufgespalten. Der Nachweis eines Stoffes erfolgt über die Retentionszeit, das ist die Zeit zwischen dem Injizieren der Probe und dem auftreten am Detektor. Die Retentionszeit ist für jedes Ion charakteristisch, für eine quantitative Analyse kann die Intensität des Messsignals genutzt werden, hierfür ist jedoch eine Kalibrierung notwendig. Die Raumsonden verwendeten Quadrupole Massenspektrometer, hierbei werden Elektronen auf 70 eV beschleunigt und treffen dann mit Atomen bzw. Molekülen der Probe zusammen. Diese werden dabei ionisiert und anschließend durch ein elektromagnetisches Feld befördert. Das Feld besteht aus vier Stabelektroden. 6 Benjamin Schreckling Es sind nur Atome bzw. Moleküle mit einem bestimmten Masse-Ladungsverhältnis in der Lage dieses Feld zu passieren. Teilchen die nicht aussortiert wurden treffen dann auf einen Elektronenvervielfacher. Das elektrische Potenzial des Quadrupols lässt sich innerhalb von Mikrosekunden ändern um andere Masse-Ladungsverhältnisse detektieren zu können. Nun aber zu den Geräten um die Bodenzusammensetzung zu bestimmen. Um eine Röntgenfluoreszensanalyse (RFA) durchzuführen wird das Probematerial mit Röntgenstrahlung beschossen und die reflektierte Strahlung mit einem Spektralanalysator detektiert. Der Spektralanalysator erstellt ein Emissionsspektrum. Die Gammastrahlenspektroskopie bestimmt die Gehalte von Uran, Thorium und Kalium im Bodenmaterial. Hierfür wird nicht wie bei der Röntgenfluoreszensanalyse eine Bodenprobe (wenige cm³) entnommen, sondern es werden die Gehalte einer mehrer Quadratmeter großen Fläche und bis zu einem halben Meter tiefe gemessen. Die entsprechenden Gammaquanten besitzen für jeden Stoff eine charakteristische Energie, welche von einem Detektor erfasst wird. Die Quantitative Analyse erfolgt anhand der Intensität. Die aktive Radio Detection and Ranging Methode sendet selber Strahlung im Wellenlängenbereich von 0,8 – 70,0 cm aus. Dies entspricht dem Bereich der Mikrowellen und birgt den Vorteil, dass Wolken und Dunkelheit sowie diverse Feststoffe einfach durchdrungen werden. Passive Systeme hingegen nutzen das Sonnenlicht und wären für einen Einsatz zur Erkundung der Venus nicht verwendbar. Das Untersuchungsgebiet hat die Form eines langen, schmalen Streifens, normal zur Bewegungsrichtung des Satelliten. Von diesem Gebiet reflektiert die ausgesandte primär Strahlung zurück und anhand der empfangenen reflektierten Strahlung wird das Bild erstellt. Dieses erstreckt sich immer in eine Richtung vom Satelliten aus, deshalb heißt es side-looking Radar (SLR). Das Kartenbild ergibt sich dann aus einer Aneinanderreihung der gewonnen Bildstreifen. Erscheint ein gewonnenes Bild sehr dunkel, so ist nur sehr wenig Strahlung zum Empfänger zurückgelangt. Das bedeutet die ausgesandten Wellen sind auf einen sehr guten, also ebenen Reflektor gelangt und so vom Empfänger weg und nicht zu ihm zurück reflektiert worden. Ist ein erstelltes Bild sehr hell, so ist der entgegengesetzte Fall eingetreten, der Untergrund ist sehr rau. Somit wird die Strahlung sehr diffus reflektiert und dadurch kommt auch viel dieser zurück zum Empfänger. Eine höher Leistungsfähigkeit wird durch eine größere Antenne erreicht. Da die Größe der Antenne aber durch die Größe der Raumsonde limitiert ist kann mit dieser Technik niemals eine sehr hohe Auflösung erreicht werden. Magellan führte nun erstmal eine neue Technik (Fig.6) mit sich. Diese Technik nennt sich Synthetic Aperature Radar (SAR) und macht sich den Dopplereffekt zur Hilfe. Während die Antenne Echos empfängt ist diese in Bewegung. Computerprogramme simulieren hieraus eine deutlich größere Antenne und erreichen somit eine sehr hohe Bildqualität. Fig.6 SAR (D ist die reale Antennenlänge und L die synthetische, Cattermole 1994) Magmatismus der Venus 7 Ergebnisse der Erkundung Einige Ergebnisse bezüglich der Atmosphärenzusammensetzung sind schon genannt. Hier nur noch einige Anmerkungen: die sehr hohen Temperaturen sind auf den hohen CO2 Gehalt zurückzuführen. Dieser bewirkt einen Treibhauseffekt. Die Erde besitzt einen nahezu ähnlichen Anteil an Kohlenstoff (Barsukov et al 1992), jedoch liegt er auf der Erde gebunden vor. Da auf der Venus weder Lebewesen vorhanden sind, welche Kohlenstoff binden, noch davon ausgegangen wird, dass Carbonatgestein weit verbreitet ist, liegt somit so gut wie der gesamte Kohlenstoff als CO2 in der Atmosphäre vor. Es ist umstritten ob Carbonat unter den gegebenen Atmosphärenbedingungen überhaupt stabil ist. Aufgrund der hohen Temperaturen kann es auch kein Oberflächenwasser geben, da dieses verdunsten würde. Auf der Venus wurde keinerlei Hinweis auf Plattentektonik gefunden. Gammastrahlenanalysen ergaben aber ähnliche Anteile an radioaktiven Stoffen und die solare Einstrahlung ist sogar höher als die der Erde (da Sonnennäher). Daher stellte sich den Wissenschaftlern die Frage, wie auf der Venus der inner Wärmehaushalt reguliert wird. Man kam zu dem Schluss, dass dies nur durch eine erhöhte vulkanische Aktivität erfolgen kann. Diese Annahme wird durch die hohen SO2 Gehalte der Atmosphäre und die Radarbilder bestätigt. Aber vorerst konnte durch direkte Bodenanalysen (Fig.5) das Gestein an einigen Stellen der Venus bestimmen werden. Die hierdurch ermittelten Werte sind in Table 2.1. und 2.2. zu sehen. Ein allgemein anerkanntes Kriterium für die Klassifizierung magmatisch basaltischer Gesteine ist das K2O/SiO2 Verhältnis. Anhand dieses Kriteriums können die auf der Venus genommenen Proben in zwei Gruppen unterschieden werden. Die Mehrheit der Analysen (Venera 9, 10, 14, Vega 1+2) konzentriert sich entlang 8 Benjamin Schreckling der Grenze zwischen normal Kalium (Kalk-alkalischen) und niedrig Kalium (tholeiitischen) Basaltserien. Einige Geologen rechnen Venera 14 und Vega 2 eher einem normalen mittelozeanischem Riftbasalt (N-MORB) zu. In zwei Regionen (Venera 8+13) könne hoch Kalium Gesteine der alkalinen Basaltserie (Leucitit, Nephelinit) beobachtet werden. Eine noch präzisere Bestimmung kann anhand des Vergleiches des U/K2O mit dem Th/K2O Verhältnisses gemacht werden. Nach dieser Klassifikation fallen die Proben wieder in 2 Gruppen. Die erste wird mit tholeiitischem Basalt und Trapbasalten assoziiert und die zweite fällt in das Feld der alkalinen Serien und überlappt mit dem Feld der alkalinen Syenite (Barsukov 1992). Einige Autoren denken das die U/K2O Verhältnisse von Venera 8 auf einen Rhyolith hinweisen, dies ist auf solch einem trockenen Planeten aber sehr unwahrscheinlich (Davis M. 2004). Unterschiede im Kaliumgehalt zwischen der Röntgenfluoreszens- und Gammastrahlenmessung von Vega 2 sind auf die sehr unterschiedliche Probemenge (wie oben ausgeführt) zurückzuführen. Elementgehalte leichter als Magnesium konnten nicht direkt gemessen werden. Die Natriumkonzentration wurde später anhand der Verhältnisse der anderen Elemente zueinander berechnet. Der Oxidationsgrad von Eisen wurde durch die Röntgenfluoreszensanalyse nicht festgestellt. Die CONTRAST Oxidationsexperimente von Venera 13+14 ergaben niedrige Grenzen (0,6-7 ppmv) für CO, dies liegt im Überlappungsbereich der Phasengrenze zwischen Magnetit und Hämatit. So ist sowohl das Vorkommen von Fe2+ als auch Fe3+ möglich. Die Bilder welche von Venera 13 und 14 gemacht wurden unterstützen diese These. Die hohen Schwefelgehalte in den drei Röntgenfluoreszenzanalysen können Resultate chemischer Verwitterung atmosphärischen SO2 zu Anhydrit sein. Es könnte sich aber auch um primären Anhydrit oder Eisensulfide wie in einigen terrestrischen Laven handeln (Carroll und Rutherford 1985). Magellan enthüllt den Planeten Mit Magellan erhielten man nun hochauflösendes Bildmaterial. So konnten sehr viele Oberflächenstrukturen differenziert werden und Theorien ihrer Entstehung, sowie ihres damit verbundenen Chemismus aufgestellt werden. Der Radius wurde nun auf 6051,84 km festgelegt (Tanaka et al. 1997) wobei das allgemeingültige Bezugsdatum aber bei 6051,0 km belassen wurde. Im Gegensatz zur irdischen (auch Mars und Mond) bimodalen, herrscht auf der Venus eine unimodale Höhenverteilung. So liegen mehr als 90% der Oberfläche in einer Höhenlage zwischen 1 km unter und 2,5 km über Datum (Ford and Pettengill 1992). Die Oberfläche konnte in drei Hauptterraintypen eingeteilt werden: (1) Tiefebenen, welche 27% der Fläche darstellen und zwischen 0 und 2 km unter Datum liegen, (2) so genannte rolling plains (Ebenen mittlerer Höhenlage), diese stellen 65% der Venusoberfläche und liegen in Höhen zwischen 0 und 2 km über Datum und (3) Hochländer die die restlichen 8% der Fläche abdecken und bis in knapp 12 km Höhe reichen (Masursky et al. 1980). Die Tiefebenen sind meist radardunkel (eben bzw. glatt) während die Hochebenen eher rau (radarhell) sind. Hieraus wird eine Lavabedeckung der Tiefebenen geschlussfolgert. Es wird davon ausgegangen das die Oberfläche zu großen Teilen in der jüngeren geologischen Vergangenheit (500-800 Millionen Jahre) erneuert wurde. Dieser Prozess wird Resurfaceing genannt. Gestützt wird diese Behauptung durch die niedrige Rate von Kratern je Fläche (2 Krater je mil km²), aufgrund welcher die Altersdatierung beruht. Die zwei bedeutensten Hochländer sind Ishtar Terra in den hohen nördliche Breiten befindlich und Aphrodite Terra in der Äquatorregion. Beide Regionen haben Ausmaße von Kontinenten. Ishtar Terra hat ungefähr die Größe von Australien und Aphrodite Terra die von Südamerika. Der westliche Teil Ishtar Terras ist durch das Lakshmi Planum dominiert, welches dem Tibet Plateau ähnelt und bis zu 5 km aufsteigt. Lakshmi Planum ist von ausgedehnten Berggürteln umgeben. Maxwell Montes (12 km) erhebt sich aus dem östlichen Ishtar Terra (Fig.3). Aphrodite Terra ist deutlich rauer und komplexer als Ishta Terra. So ist es von Magmatismus der Venus 9 WNW verlaufenden Riftzonen durchzogen, Diana Chasama ist eine von ihnen und bildet mit 2 km unter Datum den tiefsten Punkt der Venus. Des Weiteren besteht es aus mehreren Gebirgszügen welche bis zu 6 km hoch sind. Alpha, Beta und Phoebe Regio sind drei kleinere Hochland Regionen. Complex Ridged Terrain (CRT) oder auch Tesserae bilden eine Oberflächenform die nur auf der Venus bekannt ist. Sie sind tektonisch sehr komplex (Cattermole 1994) und aus regelmäßig Nebeneinander verlaufenden Graben und Kammstrukturen aufgebaut. Die Kammstrukturen sind durch Kompression verdickte Kruste, einige 100m hoch und haben einen Abstand von 5 – 20 km zueinander. Die Grabenstrukturen werden auf jüngere Extension zurückgeführt. Tesserae bauen oft Hochländer auf (z. Bsp. Aphrodite Terra). Auch weite Teile der tiefligenden und intermediären Ebenen sind von Faltenzügen durchzogen, welche auf ein stetig gerichtetes Stressfeld zurückgeführt werden. Oft kommt es orthogonal zu diesen Faltenzügen zu Dehnungsstrukturen. Weitere tektonische Formationen stellen die Coronas, Arachnoids und Novae dar. Diese Formen sind direkt an Vulkanismus gebunden. Die Oberfläche der Venus zeigt Merkmale eines weit reichenden Vulkanismus, einschließlich großer Schildvulkane, die den Schildvulkanen der Hawaiiinseln gleichen, vulkanische Ebenen, Calderas, kleiner vulkanische Landformen wie Kegelvulkane (Cones) und Lavadome und lange Kanäle. Die Kanäle erstrecken sich teilweise mehrere 1000km über die Oberfläche. Je nach Form lässt sich auf verschieden Magmen schließen, so werden sich die Lavadome aus einem hoch viskosem SiO2 reichem Magma gebildet haben, wohingegen die Kanäle durch flüssige Magmen wie Karbonatite oder flüssigen Schwefel gebildet wurden. Eruptionsverhalten auf der Venus Allgemein wird davon ausgegangen das es aufgrund des hohen Drucks selten zu pyroklastischen Ausbrüchen kommt, da hierfür hohe Volatilgehalte benötigt werden. So müssen in tieferen Lagen 2 Gew.- % H2O (oder 5 Gew.- % CO2) in einer Schmelze gelöst sein bevor es zu pyroklastischem Verhalten kommt. In höheren Lagen mit einem niedrigerem Druck werden immer noch 1 Gew.- % H2O (oder 3 Gew.- % CO2) benötigt. Im Vergleich dazu ist auf der Erde ein Anteil von 0,1-0,4 Gew.- % H2O ausreichend. Zusätzlich ist die Venus sehr trocken und ein hoher Wassergehalt deshalb unwahrscheinlich. Sollte es trotzdem zu einem explosiven Ausbruch kommen würde eine Eruptionswolke bei derselben Ausstoßkraft gerade einmal 1/3 der Höhe erreichen, die auf der Erde erreicht würde. Aufgrund dessen das die Volatile oft im Gestein verbleiben haben die Gesteine eine durchschnittlich niedrigere Dichte als ein vergleichbares terrestrisches. Die Atmosphärenbedingungen haben natürlich auch eine Auswirkung auf das Fließverhalten der Laven. So wirken die hohen Oberflächentemperaturen einer raschen Abkühlung entgegen. Die hohen Atmosphärendrücke beschleunigen jedoch eine konvektive Abkühlung. Die Konsequenz aus beidem ist das Lavaflows ungefähr ein fünftel länger sind, als auf der Erde, es aber schneller zu einem Übergang von Pahoehoe- zu Aa-lava kommt. Des Weitern beeinflusst der Atmosphärendruck die Zone in welcher der Auftrieb neutral ist. So dringen in Höhenlagen im Bereich des Erdradius die kompletten Magmamengen an die Oberfläche, wohingegen in 2 km über Datum nur die Hälfte direkt eruptiert wird und der Rest in Höhe der Neutralen Aufstiegszone im Untergrund verbleibt. Dadurch kommt es in Tiefländern zu deutlich größeren Massenströmen als in Hochländern. Vulkanische Landschaftsformen Der Vulkanismus der Venus ist nicht an Plattentektonik gebunden wie auf der Erde, sondern ist auf Hot Spot Aktivität zurückzuführen. Hierbei leiten Mantelplumes heißes Magma direkt aus den tiefen des Mantels an die O- 10 Benjamin Schreckling berfläche. So ist eine starke vulkanische Aktivität auch eher in den intermediären bis hohen Lagen vorzufinden, als in den Tiefländern. Eine Ausnahme bilden hierbei die Riftzonen, welche ebenfalls durch die Plumetektonik verursacht wurden. Mantelplumes verursachen nicht nur den Vulkanismus, sondern heben durch thermischen Auftrieb (Mantel upwelling) das gesamte Gebiet (Fig.7). Diese Gebiete nennt man auch Volcanic Rises (z. Bsp. Bell und Beta Regio). Kleinere Erscheinungsformen derselben Entstehung sind Novae, Coronas und Arachnoids. Für diese Vulkanbauten gibt es kein terrestrisches Ebenbild. Es wird angenommen das diese drei eventuell in einer Entwicklungsreihe stehen, wobei zuerst die Nova, dann das Arachnoid und zuletzt die Corona entstehen würde. Sie gehören alle zu der Klasse der großen Vulkane, mit einem Durchmesser größer 100 km. Insgesamt wurden auf der Venus 168 große Vulkane und zusätzlich 265 Arachnoids, 208 Coronas und 160 Novae erkundet, diese großen Vulkane wurden in 9 Klassen(Fig.8) eingeteilt, wobei die meisten jedoch Mischungen mehrerer Formen darstellen. Es handelt sich bei allen 168 um Schildvulkane mit einem flachem Relief. Die Klassifizierung wurde anhand verschiedener Ausprägungen der Gipfelgeometrie und der tektonischen Beschaffenheit auseinander gehalten. Fig.7 Entstehung einiger Vulkanformen (Cattermole and Moore 1996) Fig.8 Klassifikation der großen Vulkane (Frankel 2005) Die drei Sonderformen weisen alle Störungen auf, die den aufsteigenden Plumes geschuldet sind. Novae haben oft einen zentralen Lavadome von welchem aus sich sternförmig Störungen ausbilden. Arachnoids haben konzentrische verlaufende Störungen und außerhalb dieser erstrecken sich radiale Faltungen. Coronas sind die wohl meist verbreiteten Formen auf der Venus und besitzen kreisförmig verlaufende Störungen, einen Rand der bis zu 700m hoch ist und nach diesem Rand eine bis zu 500 m tiefe Mulde (Fig. 9), ansonsten können sie zusätzlich auch die Merkmale der beiden zuvor genannten Formen aufweisen. Fig.9 Querschnitt einer Corona mit gut zu erkennendem Rand und Mulde (Cattermole 1994) Magmatismus der Venus 11 Zu den großen Formen kommen noch einmal 89 Calderas hinzu, sie unterscheiden sich im Aussehen nicht von ihrem irdischem Gegenstück. 289 mittelgroße (20-100 km) Vulkane wurden gezählt. Sie sind hauptsächlich Schildvulkane. Einige ausnahmen bilden dabei die Lavadome. Sie könnten wie auf der Erde aus viskoser silikatreicher Schmelze aufgebaut sein. Diese Vermutung ist jedoch vage, da sich die Gemeinsamkeiten in Grenzen halten. So sind die Dome auf der Venus bis zu zehnmal größer als die auf der Erde und scheinen auch stabil zu sein. Eine These besagt das volatilreiches basaltisches Magma aufgeschäumt und radial aus dem Schlott befördert wird. Durch die Atmosphärenbedingungen kommt es nicht zur Explosion und das Material kann aushärten. Kleine Vulkanstrukturen (<20 km) gehen in die Millionen, sind aber ebenso hauptsächlich schildförmig und treten oft in Riftzonen, an Störungszonen von Coronas, an den Flanken großer Vulkane und oft in Clustern auf. Es wurden 647 solcher Cluster (Schildfelder) gezählt. Diese Felder haben einen Durchmesser von 100-150 km und beinhalten 100-200 Vulkanbauten. Fazit Die Oberflächenformen sind gut erkundet, um jedoch weitergehende Schlüsse zu ihrer Entstehung machen zu können, müssen Wissenschaftler noch sehr viele Daten auswerten und neue hinzugewinnen. Der Magmatismus ist in Grundzügen gut verstanden und man konnte anhand der Bodenproben auch sehr gute Vergleiche zu Gesteinen der Erde und ihrer Entstehung ziehen. Um ein Umfassendes Bild zu gewinnen sind Bilddaten und 7 Materialproben nicht ausreichend. Die Wissenschaft der Venus steckt also noch in den Kinderschuhen. Aber erstmals seit 1994 werden wieder Daten gewonnen und Venus Express wird noch mindestens bis 2009 weiter Informationen liefern. Es kann also mit neuen Erkenntnissen gerechnet werden. References Frankel (2005) Worlds on fire. Volcanism on Venus: 207-241 Cattermole Peter (1994) Venus Cattermole and Moore (1996) Atlas of Venus. Mission to Venus 4:30-72 Barsurkov, Basilevsky, Volkov, Zharkov (1992) Venus Geology, Geochemistry, and Geophysics Yuen A. David et al. (2007) Superplumes: beyond plate tectonics. Plumes and Plumeclusters on Earth and Venus 18: 545-556 Ernst Richard E., Buchan Kenneth L. (2001) Mantle Plumes: Their identification through time. Davis Andrew M. (2004) Treatise on Geochemistry: Meteorits, Comets and Planets. Venus: 495-505 http://nssdc.gsfc.nasa.gov/ http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=64 12 Benjamin Schreckling
