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How habitable are the clouds of Venus?
the ultraviolet habitable zone over time
Paul Martin Frühwirth
Art der Arbeit
Masterarbeit
Universität
Universität Wien
Fakultät
Fakultät für Geowissenschaften, Geographie und Astronomie
Studiumsbezeichnung bzw. Universitätlehrgang (ULG)
Masterstudium Astronomy
Betreuer*in
Kristina Kislyakova
DOI
10.25365/thesis.81960
URN
urn:nbn:at:at-ubw:1-15929.79441.953510-9
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(Print-Exemplar eventuell in Bibliothek verfügbar)
Abstracts
Abstract
(Deutsch)
Die Oberfläche der Venus stellt aufgrund ihrer extremen Temperaturen (737 K) und ihres hohen Drucks (92 bar) eine extrem lebensfeindliche Umgebung dar. Allerdings sind die Bedingungen auf ihr nicht überall so unwirtlich wie auf der Oberfläche. Mit Druckwerten von etwa 1 bar und Temperaturen zwischen 80 °C und −20 °C herrschen in den unteren und mittleren Wolkenschichten (~47,5 km bis ~56,5 km) deutlich mildere Bedingungen vor, welche innerhalb der für Leben auf der Erde tolerierbaren Grenzen liegen. Da UV-Strahlung (insbesondere UV-C und in geringerem Maße UV-B) DNA besonders effektiv schädigen kann, analysiere ich die Flüsse von UV-A-, UV-B- und UV-C-Strahlung, die das obere Ende der Wolkenschichten in einer Höhe von 65 km aktuell erreichen und in der Vergangenheit erreicht haben. Um die potenzielle Habitabilität dieser Wolkenschichten näher zu untersuchen vergleiche ich diese Strahlungsflüsse mit den tödlichen Strahlungsdosen mehrerer Bakterienspezies. Hierzu führe ich mit dem Code Kompot eine Reihe von Simulationen durch, wobei unterschiedliche Sonnenspektren verwendet werden, die verschiedenen Zeitpunkten zwischen der Gegenwart und 3,2 Ga in der Vergangenheit entsprechen. Um sicherzustellen, dass diese Simulationen möglichst genau sind, führe ich zunächst eine parametrische Studie durch, um die bestpassenden Werte für die drei freien Parameter der turbulenten Diffusion (Eddy-Diffusion) zu bestimmen. Anschließend vergleiche ich die Ergebnisse mit Messungen des SOIR-Instruments der Raumsonde Venus Express. Daraus ergeben sich K_eddy,max=6.0×10^9 cm^2s^−1, A=1.0×10^7 und B=−0.1 als die am besten passenden Parameterwerte. Meine Ergebnisse zeigen, dass die Exobasenhöhe der Venus zunimmt, je weiter die Simulationen in die Vergangenheit zurückreichen. Dies ist eine Folge des höheren solaren XUV-Flusses (Röntgen- und Ultraviolettstrahlung) in der Vergangenheit. Die einfallenden UV-A-, UV-B- und UV-C-Flüsse auf der Venus weisen alle ein ähnliches zeitliches Verhalten auf: Sie steigen jeweils stetig von ihren niedrigsten Werten vor 3,2 Ga auf ihre höchsten Werte in der Gegenwart an. Die Strahlungsflüsse von UV-A und UV-B zeigen zwischen der Obergrenze der Atmosphäre und der Obergrenze der Wolkenschichten in 65 km Höhe keine signifikante Abnahme. UV-C hingegen weist zwischen diesen beiden Höhen einen moderaten Rückgang von etwa 10 % auf. Keiner der drei Spektralbereiche zeigt eine signifikante zeitliche Abhängigkeit der jeweiligen Flussdifferenz zwischen der Obergrenze der Atmosphäre und dem Erreichen der oberen Wolkenschichten. Dies deutet darauf hin, dass die Venus gegenwärtig keine Ozonschicht (oder einen vergleichbaren Abschirmmechanismus) besitzt und mit hoher Wahrscheinlichkeit auch zu keinem Zeitpunkt in den vergangenen 3,2 Ga besessen hat. Daher erscheint die Existenz von Leben in diesen Höhenlagen aufgrund des immernoch sehr hohen UV-C-Strahlungsflusses in 65 km Höhe eher unwahrscheinlich. Deinococcus radiodurans, ein Modellorganismus für hohe Strahlungsresistenz, würde beispielsweise unter den heutigen UV-C-Strahlungsbedingungen bereits nach nur 227 Sekunden eine Populationsreduktion um 99 % erfahren. Es ist jedoch anzumerken, dass die Venus über einen Mechanismus verfügt, der den einfallenden UV-Fluss erheblich abschwächt: den sogenannten „mysteriösen UV-blau-Absorber“ (MUBA). Der MUBA befindet sich innerhalb der oberen Wolkenschicht der Venus und wird daher in meinen Simulationen nicht berücksichtigt. Folglich reichen meine Ergebnisse nicht aus, um die Möglichkeit von Leben in den unteren und mittleren Wolkenschichten der Venus vollständig auszuschließen.
Abstract
(Englisch)
The surface of Venus can be counted as one of the most inhospitable environments found among any of the terrestrial planets due to its extreme temperatures (737 K) and high pressures (92 bars). Not every environment on Earth’s sister planet is as hostile as the surface however. The lower and middle cloud layers (~47.5 km to ~56.5 km) offer significantly more clement conditions with pressures around 1 bar and temperatures ranging from 80 °C to -20 °C – both well within the tolerable limits of life on Earth. To further investigate the potential habitability of these cloud layers both in the present day and in the past I analyse the fluxes of UV-A, -B and -C radiation arriving at the top of the cloud layers at 65 km and compare them to the lethal UV dosage of various species of bacteria, as UV (especially UV-C and to a lesser extent UV-B) radiation is highly adept at damaging DNA. I do this by conducting a set of simulations with the Kompot code with varying solar spectra corresponding to different points in time between the present day and 3.2 Gyr in the past. To make sure that these simulations are accurate I first conduct a parametric study to find the best fitting values for the three free eddy diffusion parameters and compare the outcomes to measurements from the SOIR instrument of the Venus Express spacecraft, resulting in K_eddy,max=6.0×10^9 cm^2s^−1, A=1.0×10^7 and B=−0.1 being chosen as the best fitting values. My results show that Venus exobase height increases the further back in time the simulations go, which is a consequence of the higher solar XUV (X-ray and ultraviolet) flux in the past. The incident UV-A, -B and -C fluxes on Venus all exhibit similar temporal behaviour to each other as they each steadily increase from their lowest values 3.2 Gyr ago to their highest values in the present day. The fluxes of UV-A and UV-B show no significant decrease between the top of the atmosphere and the top of the cloud layers at 65 km. UV-C meanwhile exhibits a moderate reduction by ~10% between the two heights. None of the three spectral ranges show a significant temporal dependence of their respective flux-difference (or lack thereof) between the top of the atmosphere and 65 km, indicating that Venus does not currently possess and in all likelihood has not at any point in the past 3.2 Gyr possessed an ozone layer (or similar shielding mechanism) that could have mitigated the incoming UV radiation. As such the high UV-C flux at 65 km makes the existence of a biosphere at these altitudes rather unlikely. Deinococcus radiodurans, a model organism for high radiation tolerance, for example would would experience a 99% reduction in population after only 227 seconds under present-day levels of UV-C radiation. It has to be noted, however, that Venus does possess a mechanism that significantly mitigates the incoming UV flux in the form of the "mysterious UV-blue absorber" (MUBA). The MUBA is located within the upper cloud layer of Venus and thus not accounted for in my simulations. As such my results are not conclusive enough as to eliminate the possibility of Venusian life in the lower and middle cloud layers.
Schlagwörter
Schlagwörter
(Deutsch)
Venus Atmosphäre UV-Strahlung Astrobiologie Computersimulation Strahlungstoleranz von Mikroorganismen
Schlagwörter
(Englisch)
Venus Atmosphere UV-radiation Astrobiology Radiation resistance of microbes computer simulation
Autor*innen
Paul Martin Frühwirth
Haupttitel (Englisch)
How habitable are the clouds of Venus?
Hauptuntertitel (Englisch)
the ultraviolet habitable zone over time
Paralleltitel (Deutsch)
Wie habitabel sind die Wolken der Venus?
Publikationsjahr
2026
Umfangsangabe
v, 69 Seiten : Illustrationen
Sprache
Englisch
Beurteiler*in
Kristina Kislyakova
Klassifikation
39 Astronomie > 39.53 Planeten
AC Nummer
AC18029299
Utheses ID
82053
Studienkennzahl
UA | 066 | 861 | |