{"id":1486,"date":"2016-08-12T13:27:29","date_gmt":"2016-08-12T13:27:29","guid":{"rendered":"http:\/\/www.radio-science.eu\/?page_id=1486"},"modified":"2023-11-10T15:20:06","modified_gmt":"2023-11-10T15:20:06","slug":"absorption","status":"publish","type":"page","link":"https:\/\/fip-koeln.de\/en_us\/missionen-und-ziele\/venus-express\/absorption\/","title":{"rendered":"Absorption"},"content":{"rendered":"\n

Das Studium unserer Nachbarplaneten, wie Mars oder Venus bringt nicht nur neue Erkenntnisse \u00fcber die Planeten selbst, sondern liefert dar\u00fcber hinaus Informationen \u00fcber deren Entstehung und somit auch \u00fcber die Entstehung unseres Sonnensystems. Desweiteren tr\u00e4gt die Planetenforschung entscheidend zum Verst\u00e4ndnis unseres eigenen Planeten bei. Der R\u00fcckgang von Ozon in der Erdatmosph\u00e4re beispielsweise, h\u00e4ngt stark mit der Anwesenheit von Chlor zusammen. Ein Vorgang, der in den 1970er Jahren zun\u00e4chst in der Venusatmosph\u00e4re untersucht wurde. Als in den 1980er Jahren das Ozonloch \u00fcber der Antarktis entdeckt wurde, begann die Suche nach der Ursache. Dabei wurden fr\u00fchere Forschungsergebnisse einschlie\u00dflich der Venusforschung ber\u00fccksichtigt. Als Resultat wurde der Aussto\u00df von chlorhaltigen Gasen, wie FCKW (Fluorchlorkohlenwasserstoffe) stark reduziert.<\/p>\n\n\n\n

An diesem Beispiel sieht man, dass sich auf unterschiedlichen Planeten \u00e4hnliche Prozesse abspielen k\u00f6nnen. Der Vergleich der Planeten untereinander soll aber auch der Frage dienen warum einige Planeten ganz anders sind als andere. So wei\u00df man z.B. von der Venus, dass der Planet eine retrograde Rotation besitzt, die Sonne also im Westen auf und im Osten untergeht. Z\u00e4hlt man die retrograde Rotation von Uranus, welche sich aufgrund der stark gekippten Rotationsachse (> 100\u00b0) ergibt, nicht dazu, so ist Venus‘ retrograde Rotation einzigartig unter den Planeten unseres Sonnensystems. Eine Besonderheit teilt sie jedoch mit dem Saturnmond Titan. Die Atmosph\u00e4re der Venus rotiert schneller um den Planeten als sich der Planet um sich selbst dreht, was als Superrotation bezeichnet wird. Mit Hilfe von Satellitenmessungen und bodengest\u00fctzten Beobachtungen von der Erde aus, wurden maximale Windgeschwindigkeiten von bis zu 120 m\/s in ca. 65 km H\u00f6he gemessen. Diese Geschwindigkeiten sind typisch f\u00fcr \u00e4quatoriale Regionen zwischen 0\u00b0 und 50\u00b0 planetarer Breite. Bei dieser Geschwindigkeit rotiert die Atmosph\u00e4re in 4 – 5 Erdtagen um den gesamten Planeten, der f\u00fcr eine volle Umdrehung ca. 243 Erdtage ben\u00f6tigt. Jenseits der \u00c4quatorregion nimmt die Windgeschwindigkeit in diesen H\u00f6hen jedoch deutlich ab. Die Mechanismen, die f\u00fcr die Superrotation verantwortlich sind, sind noch nicht vollst\u00e4ndig gekl\u00e4rt. Es wird vermutet, dass sowohl atmosph\u00e4rische Wellen, als auch die meridionale Zirkulation der Atmosph\u00e4re, die sog. Hadley-Zirkulation, die Schl\u00fcsselmechanismen bilden.<\/p>\n\n\n\n

\"image1\"<\/a>
Abbildung 1: Windzirkulationssystem in der Erdatmo- sph\u00e4re; Quelle: Wikipedia<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Die Hadley-Zirkulation ist auch in Atmosph\u00e4ren anderer Planeten zu finden. Abbildung 1 zeigt eine vereinfachte Darstellung des Windzirkulationssystems in der Erdatmosph\u00e4re. Die Hadley-Zelle ist hier ein Teil des gesamten Systems und entsteht durch die unterschied- lich starke Sonnenein- strahlung auf der Erde. Die \u00c4quatorregion wird von der Sonne st\u00e4rker aufgeheizt als der Rest der Atmosph\u00e4re. Die aufgeheizte Luft wird leichter, steigt nach oben und bewegt sich anschlie\u00dfend in einer H\u00f6he von ca. 10 bis 15 km zur den h\u00f6heren Breiten. Dabei k\u00fchlt sie ab, wird dichter und sinkt in der N\u00e4he der Subtropen nach unten. Von hier aus str\u00f6mt sie in Bodenn\u00e4he wieder in Richtung \u00c4quator zur\u00fcck. Die meridionale Ausdehnung der Hadley-Zelle in der Erdatmosph\u00e4re wird durch die Corioliskraft begrenzt. Sie sorgt daf\u00fcr, dass die polw\u00e4rts transportierte Luft zonal abgelenkt wird. Verglichen mit der Erde, ist auf der Venus die Corioliskraft aufgrund der langsamem Rotation des Planeten, vernachl\u00e4ssigbar klein. Dadurch ist hier die meridionale Ausdehnung der Hadley-Zelle gr\u00f6\u00dfer. Wie gro\u00df sie tats\u00e4chlich ist, ist jedoch unbekannt. Eine M\u00f6glichkeit dies zu untersuchen bietet die Beobachtung von Spurengasen in der Venusatmosph\u00e4re. Sie werden von Winden transportiert und ihre globale Verteilung liefert somit einen Hinweis auf den Aufbau der Hadley-Zelle.<\/p>\n\n\n\n

Eines dieser Spurengase ist Schwefels\u00e4ure (H2<\/sub>SO4<\/sub>). Schwefels\u00e4ure ist ein gro\u00dfer Bestandteil der Wolken in der Venusatmosph\u00e4re, die zwischen ca. 50 und 70 km H\u00f6he den gesamten Planeten umh\u00fcllen. Die zu einem gro\u00dfen Teil aus Schwefels\u00e4ure bestehenden Tropfen der Wolken werden durch verschiedene Transportprozesse in der Atmosph\u00e4re verteilt. Eines dieser Prozesse ist die Hadley-Zirkulation. Sie transportiert die Tropfen in niedrigere H\u00f6hen, wo die Temperaturen steigen, die Schwefels\u00e4ure verdampft und sich direkt unter den Wolken eine ca. 15 km dicke Dunstschicht aus H2<\/sub>SO4<\/sub> bildet.<\/p>\n\n\n\n

Die globale Verteilung der Dunstschicht liefert Hinweise auf den Aufbau der Hadley-Zelle. Dies wird mit Hilfe des Radiookkultationsexperiments [Link zu Radio Science Methode] VeRa [Link zu VeRa] im Bereich f\u00fcr Planetenforschung am Rheinischen Institut f\u00fcr Umweltforschung untersucht. VeRa nutzt die Radiosignale (X- und S-Band) des Kommunikationssystems der Raumsonde Venus Express [Link zu Venus Express] um die Venusatmosph\u00e4re zu sondieren. Die Signale werden von der Raumsonde ausgesandt, durchqueren die Venusatmosph\u00e4re und werden in verschiedenen Bodenstationen auf der Erde aufgenommen. Die Venusatmosph\u00e4re ver\u00e4ndert dabei die Frequenz und Amplitude der Signale. Aus der Ver\u00e4nderung wird unter anderem die Konzentration der gasf\u00f6rmigen Schwefels\u00e4ure berechnet. Schwefels\u00e4ure absorbiert das Radiosignal in Abh\u00e4ngigkeit von der Signalfrequenz. Durchquert das Radiosignal einen Atmosph\u00e4renbereich mit gasf\u00f6rmiger Schwefels\u00e4ure, wird es ged\u00e4mpft und die empfangene Signalst\u00e4rke in der Bodenstation wird geringer. Abbildung 2 zeigt einen typischen Verlauf der gemessenen D\u00e4mpfung eines Radiosignals im X-Band (rote Kurve). Auf der y-Achse ist die H\u00f6he aufgetragen, in der das Radiosignal die Venusatmosph\u00e4re durchquert hat.<\/p>\n\n\n\n

\"image2\"<\/a>
Abbildung 2: D\u00e4mpfung des X-Band Radiosignals w\u00e4hrend der Ingress Messung am 21 August 2006 auf der Nachtseite des Planeten in hohen Breiten (68\u00b0N). Das rote Profil zeigt den gemessenen Abfall der Signalst\u00e4rke. Die blaue Kurve zeigt den Beitrag der Defokussierung des Signals (siehe Text). Die Differenz wird durch das gr\u00fcne Profil dargestellt.<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Die H\u00f6he wird aus dem geringsten Abstand des Radiosignals zum Planetenmittelpunkt (Venusradius: 6051,8 km) berechnet. Auf der x-Achse ist die D\u00e4mpfung in Dezibel angegeben. Obwohl sich gasf\u00f6rmige Schwefels\u00e4ure zwischen ca. 35 und 50 km H\u00f6he befindet, erkennt man, dass das Signal bereits unterhalb von 100 km ged\u00e4mpft wird. Dies liegt an der hohen Dichte der Atmosph\u00e4re, die nach unten hin stark zunimmt, wodurch auch der Brechungsindex stark zunimmt. Aufgrund dieses sehr starken radialen Gradienten des Brechungsindexes wird das Radiosignal beim Durchgang durch die Atmosph\u00e4re unterhalb von ca. 100 km stark defokussiert (engl. Defocussing Loss). Dies f\u00fchrt dazu, dass die empfangene Signalst\u00e4rke geringer ist. Der Beitrag dieses Effekts wird durch das blaue Profil in Abbildung 2 dargestellt. Man erkennt deutlich, dass der gesamte Abfall der gemessenen Signalst\u00e4rke oberhalb von ca. 55 km H\u00f6he ausschlie\u00dflich durch die Defokussierung des Radiosignals verursacht wird. Unterhalb dieser H\u00f6he wird das Signal zus\u00e4tzlich durch die gasf\u00f6rmige Schwefels\u00e4ure absorbiert, wodurch die Signalst\u00e4rke noch st\u00e4rker abnimmt. Das gr\u00fcne Profil zeigt die Differenz des roten und des blauen Profils. Es stellt die Absorption des Radiosignals im X-Band dar, integriert \u00fcber den gesamten Weg, den das Radiosignal zur\u00fcckgelegt hat. Hieraus wird berechnet wie stark die Schwefels\u00e4ure das Radiosignal in der Venusatmosph\u00e4re absorbiert hat. Aus der gemessenen Absorption kann schlie\u00dflich auf die Konzentration der gasf\u00f6rmigen Schwefels\u00e4ure geschlossen werden, nachdem die Beitr\u00e4ge von Kohlenmonoxid und Schwefeldioxid abgezogen wurden. Das linke Profil in Abbildung 3 zeigt die Absorption des X-Band Radiosignals in der Venusatmosph\u00e4re, w\u00e4hrend das rechte Profil die daraus berechnete H2<\/sub>SO4<\/sub> Konzentration zeigt.<\/p>\n\n\n\n

\"image3\"<\/a>
Abbildung 3: Links: Absorption des X-Band Radiosignals in der Venusatmosph\u00e4re, berechnet aus dem gr\u00fcnen Profil in Abbildung 2. Rechts: Die Konzentration von gasf\u00f6rmiger Schwefels\u00e4ure, berechnet aus der Absorption des X-Band Radiosignals.<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Man erkennt deutlich die dramatische Erh\u00f6hung der Absorption des Radiosignals und den damit verbundenen Anstieg der Schwefels\u00e4urekonzentration unterhalb der Wolken. Die Orbitgeometrie von VenusExpress erlaubt die Sondierung der Venusatmosph\u00e4re in verschiedenen planetaren Breiten. Dadurch kann ein globales Bild \u00fcber die Schwefels\u00e4urekonzentration gewonnen werden. Der Konturplot in Abbildung 4 zeigt die zonal und zeitlich gemittelte H2<\/sub>SO4<\/sub> Konzentration zwischen den Jahren 2006 und 2014.<\/p>\n\n\n\n

\"image4\"<\/a>
Abbildung 4: Zeitlich (2006 – 2014) und zonal gemittelte Konzentration der gasf\u00f6rmigen Schwefels\u00e4ure in der s\u00fcdlichen (-90-0\u00b0) und n\u00f6rdlichen Venushemisph\u00e4re (0-90\u00b0). F\u00fcr die Erstellung wurden 460 H2SO4 Profile in Bereiche von 5\u00b0 planetarer Breite gemittelt, welche aus der Absorption des VeRa X-Band Radiosignals berechnet wurden.<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Auf der x- Achse ist die plane- tare Breite und auf  der y-Achse die H\u00f6he aufgetragen. Auffallend ist die erh\u00f6hte Konzentration in der \u00e4quatorialen Region zwischen ca. 40\u00b0S und 40\u00b0N, mit maxima- len Werten von \u00fcber 10 ppm. In Richtung der polaren Breiten nimmt die H2<\/sub>SO4<\/sub> Konzentration ab und \u00fcberschreitet in den polaren Gebieten kaum Werte von 1 ppm. Grund f\u00fcr diesen latitudinalen Gradienten ist die Temperatur im untersuchten H\u00f6henbereich. Schwefels\u00e4ure wird durch photochemische Prozesse in der oberen Wolkenregion produziert. Aufgrund der niedrigen Temperaturen liegt es dort in fl\u00fcssiger Form vor und bildet mit dem dort in geringer Menge vorkommenden Wasser, Tropfen aus H2<\/sub>SO4<\/sub> und H2<\/sub>O. Durch verschiedene Transportprozesse, wie der Hadley Zirkulation, gelangen diese Tropfen in geringere H\u00f6hen, wo die Temperaturen h\u00f6her sind und die Schwefels\u00e4ure verdampft. Abbildung 5 zeigt die Temperatur bei 50 km H\u00f6he f\u00fcr die S\u00fcd- und Nordhemisph\u00e4re. Man erkennt, dass die Temperatur in den \u00e4quatorialen Breiten H\u00f6her ist als in den polaren Breiten in dieser H\u00f6he. In den \u00e4quatorialen Breiten ist es bei ca. 50 km H\u00f6he warm genug damit gasf\u00f6rmige Schwefels\u00e4ure existieren kann. In den polaren Gebieten sind in derselben H\u00f6he die Temperaturen niedriger, so dass hier Schwefels\u00e4ure in fl\u00fcssiger Form vorliegt.<\/p>\n\n\n\n

\"image5\"<\/a>
Abbildung 5: Temperatur in der Venusatmosph\u00e4re bei 50 km H\u00f6he in der S\u00fcd (-90-0\u00b0)- und Nordhemisph\u00e4re (0-90\u00b0) des Planeten gemessen mit Radio Science Experiment VeRa zwischen 2006 und 2014.<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Da f\u00fcr die Absorption der Radiowellen im X-Band nur gasf\u00f6rmige Schwefels\u00e4ure verantwortlich ist, werden sie in der \u00c4quatorregion bei ca. 50 km H\u00f6he st\u00e4rker absorbiert als in den Polregionen in derselben H\u00f6he. Wie bereits erw\u00e4hnt, wird aus der Absorption der Radiowellen die H2<\/sub>SO4<\/sub> Konzentration berechnet, so dass sich ein latitudinaler H2<\/sub>SO4<\/sub> Gradient ergibt, wie er in Abbildung 4 zu sehen ist.<\/p>\n\n\n\n

Allein aus der Beobachtung l\u00e4sst sich die Frage nach der Morphologie der Hadley-Zelle nicht beantworten. Deshalb soll unterst\u00fctzend dazu ein zweidimensionales Modell herangezogen werden, welches die wichtigen Transortprozesse in der Venusatmosph\u00e4re simuliert. Mit Hilfe dieses Modells soll unter anderem die Beobachtung der mittleren Schwefels\u00e4urekonzentration als auch deren zeitliche Variation untersucht werden, um so Informationen \u00fcber die dynamischen Prozesse in der Venusatmosph\u00e4re gewinnen zu k\u00f6nnen.<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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