Erosie op Venus veroorzaakt door lucht die stroomt als water; Winden stromen om de rotsen

George Beekman

Op de radarkaarten die de Amerikaanse ruimtesonde Magellan van het Venusoppervlak heeft gemaakt komen vele structuren voor die ontstaan moeten zijn door wind. Daartoe behoren meer dan 5800 windstrepen - structuren achter kraters, heuvels en andere landschapskenmerken. Deze strepen fungeren als 'windwijzers', die de algemene richting van de wind aan het oppervlak aangeven. Met behulp van deze oppervlaktekenmerken heeft men nu voor het eerst het windveld boven het gehele planeetoppervlak in kaart gebracht. De wind lijkt op Venus altijd uit dezelfde richting te komen.

Hoewel Venus wat zijn diameter en massa betreft een dubbelganger van de aarde zou kunnen zijn, kunnen beide planeten in andere opzichten bijna niet sterker van elkaar verschillen. Op Venus komt geen water voor en geen leven. Aan het oppervlak heerst een verzengende, bijna constante temperatuur van 450 graden. Die temperatuur wordt in stand gehouden door een bijna geheel uit kooldioxyde bestaande dampkring die aan het oppervlak een druk van 90 atmosfeer uitoefent: een druk die op 900 meter diepte in de oceanen op aarde heerst.

Het ontbreken van water, leven en temperatuurveranderingen impliceert dat de op aarde meest bekende vormen van fysische en chemische verwering op Venus niet voorkomen. Op Venus vindt echter wel eolische verwering plaats: erosie die het gevolg is van de werking van de wind. Waarschijnlijk is er op Venus ook vulkanische en tektonische activiteit (geweest), maar die zullen alleen op zeer lange termijnen veranderingen aan het oppervlak veroorzaken.

Straalstromen



Met de winden op Venus is het nogal vreemd gesteld. Terwijl de planeetbol zelf in een heel rustig tempo (in 243 dagen) om zijn as wentelt, draait de hogere atmosfeer er snel omheen. Het gehele wolkendek, op een hoogte van ongeveer 60 kilometer, draait in vier dagen van oost naar west om de planeet. Deze oostenwinden hebben snelheden van ongeveer 100 meter per seconde (360 km/uur). Dat zijn snelheden die op aarde voorkomen in de straalstromen: banden met zeer krachtige winden op hoogten tussen 5 en 15 km in de atmosfeer.



Straalstromen besparen vliegtuigen op intercontinentale vluchten tijd en brandstof. Op Venus is de gehele hogere atmosfeer (behalve boven de poolgebieden) als het ware één straalstroom. De snelheid van 100 meter per seconde op 60 km hoogte neemt ongeveer lineair af tot 10 meter per seconde op een hoogte van zo'n 10 km. Over de luchtbewegingen nog dichter bij het oppervlak was tot nu toe weinig bekend. Het eeuwige, dichte wolkendek dat Venus omringt maakt het onmogelijk om diep in de atmosfeer te kijken.



Volgens theoretische modellen zou in het onderste deel van de Venusatmosfeer onder andere een zogeheten Hadley-circulatie kunnen voorkomen. Dit stromingspatroon, dat ook op aarde voorkomt, ontstaat door het verschil in verwarming (door de zon) tussen het gebied rond de evenaar en de hogere breedten. Lucht stijgt aan de evenaar op, beweegt op grotere hoogten (op beide halfronden) poolwaarts, daalt en stroomt langs het oppervlak weer naar de evenaar terug.



Metingen met behulp van onbemande Russische landingsvaartuigen, de Venera's en Vega's, hebben laten dat de windsnelheden aan het oppervlak van Venus in ieder geval zeer gering zijn: 0,3 tot 1 meter per seconde. Dat is een heel rustig wandeltempo, zodat men zou denken dat de wind niet in staat is los materiaal aan het oppervlak te verplaatsen. Maar de windsnelheid is niet de enige factor die hierbij een rol speelt.



Erosiedrempel



Doordat de atmosfeer van Venus aan het oppervlak een dichtheid heeft die ongeveer 50 maal zo groot is als die aan het aardoppervlak, heeft de lucht (voornamelijk kooldioxyde) er een veel grotere viscositeit (stroperigheid). Bewegende lucht oefent daardoor een veel grotere kracht uit dan op aarde. En zo is de veel zwakkere wind op Venus toch in staat aan het oppervlak materiaal te verplaatsen. De eolische erosiedrempel ligt op Venus tien maal zo laag als die op aarde.



Windtunnelexperimenten onder Venusiaanse omstandigheden hebben aangetoond dat de wind op Venus door de stroperige lucht zelfs een 'waterig' karakter heeft. Gesteentekorrels en zelfs keitjes zouden bij verschillende, minieme windsnelheden over grote afstanden kunnen worden verplaatst. De deeltjes rollen hierbij en komen niet los van het oppervlak, een manier van transport die op aarde alleen voorkomt in water.



De Amerikaanse ruimtesonde Magellan heeft in 1991 en 1992 het gehele Venusoppervlak met behulp van radar dóór het dichte wolkendek heen in kaart gebracht. Dat gebeurde met een detailscherpte van 120 tot 300 meter, afhankelijk van de hoogte waarop de ruimtesonde zich in zijn baan om de gesluierde planeet bevond. Men beschikt nu over een schat aan gegevens, die de onderzoekers nog jaren werk bieden en druppelsgewijs nieuwe vondsten en inzichten oplevert.



Het oppervlak van Venus vertoont vele structuren die op de invloed van wind wijzen. Behalve zandduinen en door de wind geërodeerde heuvels zijn er 5800 windstrepen gevonden. Deze structuren achter bijvoorbeeld kraters en heuvels wijzen er op dat er door de wind op Venus inderdaad oppervlaktemateriaal wordt 'weggeblazen'. Deze windstrepen verraden de algemene richtingen van de wind aan het oppervlak.



De windstrepen komen op alle lengten en breedten op Venus voor. De radaropnamen tonen zowel heldere strepen (sterke reflectie van radargolven) als donkere strepen (zwakke reflecties). De heldere strepen zijn waarschijnlijk oppervlakken waar los materiaal is weggeveegd. De donkere strepen zijn waarschijnlijk gebieden waar materiaal van elders is afgezet.



De lengte van deze windstructuren loopt uiteen van minder dan 5 kilometer tot enkele honderden kilometers. De meeste zijn echter ruwweg 20 km lang. De strepen hebben verschillende vormen, zoals die van een pluim of waaier. De meest voorkomende bestaan uit een afwisseling van donkere en lichte strepen; deze worden dan ook 'zebrastrepen' genoemmd.



En groep onderzoekers van universiteiten in Arizona en Californië heeft met behulp van de Magellan-opnamen de oriëntatie van alle windstrepen op Venus bepaald. Op het noordelijk halfrond blijkt er een opmerkelijke voorkeursrichting te bestaan voor ofwel het zuid-zuidoosten, ofwel het westen. Ook op het zuidelijk halfrond komt zo'n dubbele voorkeursrichting voor: ofwel naar het noord-noordoosten, ofwel naar het westen. In het algemeen zijn de strepen dus naar de evenaar of naar het westen gericht (Science 263, p. 358).



Meteorietinslag



Waar komt die opmerkelijke dubbele voorkeur vandaan? De windstrepen behoeven niet alléén veroorzaakt te zijn door wind die vele jaren of langer uit één richting heeft gewaaid. Ook een kortstondig proces, zoals een meteorietinslag, kan een windstructuur doen ontstaan. Tijdens een meteorietinslag (of de schokgolf van de in de atmosfeer geëxplodeerde meteoriet) wordt materiaal van de bodem tot tientallen kilometers hoogte geslingerd. Daar wordt het meegevoerd door de krachtige, westwaarts gerichte winden, om tot op grote afstand van het inslagpunt op de bodem te vallen.



De meest windstrepen die duidelijk samenhangen met inslagkraters zijn meer dan 100 km lang en naar het westen gericht. Deze windstrepen zijn natuurlijk niet representatief voor de huidige luchtbewegingen aan het oppervlak. Zij weerspiegelen de overwegend westwaartse superrotatie van de hogere atmosfeer ten tijde van hun ontstaan. Aangezien de oudste inslagkraters op Venus enkele honderden miljoenen jaren geleden zijn ontstaan, wijst de richting van deze windstrepen er op dat de westwaartse superrotatie van de atmosfeer in ieder geval gedurende deze periode heeft bestaan.



Als de windstrepen die met inslagen samenhangen uit het bestand worden verwijderd, blijkt dat de overige windstrepen vrijwel geen voorkeur meer voor het westen vertonen. Ze zijn alleen nog maar, op beide halfronden, schuin naar de evenaar gericht. Dit wijst er volgens de onderzoekers op dat we hier het effect van de bovengenoemde Hadley-circulatie in de lagere atmosfeer zien. Wind stroomt op beide halfronden van Venus langs het oppervlak naar de evenaar, stijgt daar op en buigt poolwaarts af, om op hogere breedten weer naar het oppervlak te dalen en naar de evenaar terug te stromen.



Momenteel is nog weinig te zeggen over de ouderdom van de windstrepen op Venus. Met behulp van luchtopnamen van onder andere de Mojave-woestijn heeft men kunnen afleiden dat soortgelijke structuren op aarde gedurende een periode van 14 jaar niet veel veranderen. Op Mars kunnen sommige windstrepen echter binnen een periode van vijf weken verschijnen, veranderen of verdwijnen.



Het onderzoek van de Magellan-opnamen wijst er op dat de windstrepen op Venus in ieder geval binnen een periode van één jaar niet veranderen. Men zou voorzichtig mogen veronderstellen dat ook de wind aan het oppervlak van Venus al gedurende lange tijden uit dezelfde richting waait. Aangezien het op Venus tevens altijd zwaar bewolkt is, de temperatuur hooguit enkele graden varieert en er nooit neerslag valt, is het duidelijk dat er voor een meteoroloog op Venus weinig te voorspellen valt.



[kaderstukje]



Windstructuren, met als bekendste duinenvelden, komen voor op Venus, de aarde en Mars. Op alle drie de planeten lijken die structuren vaak opvallend veel op elkaar. Dat geldt niet alleen voor hun vorm, maar ook voor hun afmetingen. Dat is op het eerste gezicht heel opmerkelijk, omdat de fysische milieus op deze planeten zo sterk van elkaar verschillen. Zo heerst aan het gloeiend hete oppervlak van Venus een druk van ongeveer 90 atmosfeer en aan het ijskoude oppervlak van Mars een druk van slechts 1/90 atmosfeer (en aan het gematigde aardoppervlak uiteraard 1 atmosfeer).



Winderosie treedt alleen op als de wind voldoende kracht uitoefent om los materiaal aan het oppervlak te verplaatsen. Deze kracht hangt onder andere af van de snelheid van de wind en de dichtheid van de lucht. Aan het oppervlak van Venus beweegt de wind heel traag, maar is de lucht door de hoge druk vrij 'stroperig'. Daardoor heeft de wind er toch een eroderende werking. Aan het oppervlak van Mars is de lucht heel ijl, maar komen juist heel hoge windsnelheden voor. Ook daar kan er winderosie plaatsvinden.



Wat de atmosfeer van Venus tekort komt aan snelheid, wordt gecompenseerd door dichtheid. En wat de atmosfeer van Mars tekort komt aan dichtheid, wordt gecompenseerd door snelheid. De aarde zit ongeveer halverwege tussen deze twee extreme situaties in.
Volgens de Belgische astronoom Dirk Goossens, die op de Katholieke Universiteit Leuven windtunnelproeven aan dit verschijnsel heeft verricht, 'hebben we hier zonder twijfel te maken met één van de grootste natuurwonderen in het zonnestelsel' (Heelal 37, p. 172).



Datum:

24-02-1994

Sectie:

Wetenschap en Onderwijs

Pagina:

1

Onderschrift:

Foto's: 1. Windtunnelproeven, uitgevoerd onder Venusiaanse omstandigheden, laten zien dat er door meteorietinslagen op Venus paraboolvormige structuren kunnen ontstaan. Bodemmateriaal wordt hoog in de atmosfeer geslingerd, waar het door de krachtige westwaartse winden wordt meegenomen alvorens naar het oppervlak terug te vallen. Het resultaat van de windtunnelproef (onder) komt verbluffend goed overeen met de werkelijke situatie op Venus (boven). De proef werd verricht met de windtunnel van het Laboratorium voor Experimentele Geomorfologie aan de Katholieke Universiteit Leuven; 2. De atmosfeer van Venus, gefotografeerd in ultraviolet licht door de Amerikaanse ruimtesonde Mariner 10 in 1974. De hogere delen van de atmosfeer draaien in vier dagen nmaal rond Venus, maar aan het oppervlak staat de lucht vrijwel stil; 3. Magellan-opname van zandduinen op Venus. Het duinenveld vertoont een zeer grote gelijkenis met duinenvelden op aarde en ook de grootte van het veld (enkele tientallen kilometers) is vergelijkbaar. De duinen staan vrijwel loodrecht op de heersende windrichting, wat er op wijst dat het om transversaalduinen gaat.

Trefwoord:

Astronomie en ruimtevaart; Wetenschap en Techniek; Exacte Wetenschappen



Op dit artikel rust auteursrecht van NRC Handelsblad BV, respectievelijk van de oorspronkelijke auteur.