Umeå University's logo

The present-day Venusian atmosphere is crushingly dense, extremely hot and arid. Yet, in its early history, Venus presumably had a massive amount of water, which, if spread evenly over the surface, provided a water depth of 10s to 100s of meters. Therefore, over the course of the atmospheric evolution, the water must have been removed from Venus. The main processes responsible for water loss can be catagorised into either diffusion into the surface materials or escape to space, where the focus of this thesis is the latter. Determining the contribution on the atmospheric evolution from each of these processes can help us understand how planetary atmospheres evolve, both here in our Solar System and in extra-solar systems, and tell us why Venus became so dry.

The water escape to space is determined by several processes, where the main processes are a consequence of the interaction between the Venusian atmosphere and the solar wind. As Venus does not have an intrinsic magnetic field, its atmosphere interacts directly with the solar wind, and creates a, so called, induced magnetosphere. The interaction causes part of the solar wind energy and momentum to be transferred to the upper atmospheric particles. The additional momentum may allow the ions to reach above escape energy and escape the planet. Therefore, the interaction between the atmosphere and the solar wind is important to study to determine the rate of escape of atmospheric constituents to space.

In this thesis, the escape of atmospheric constituents to space is investigated through measurements of the H⁺ and O⁺ ion flows. These ion flows were measured by the Ion Mass Analyser (IMA) on board the Venus Express spacecraft, which orbited Venus during 2006-2014. Using IMA measurements near the North Pole ionosphere, the ionospheric ion flows were shown to have a strong dusk-to-dawn component along the terminator, inside the collisional region of the atmosphere. From ion flow measurements in the magnetotail, the rate of escape of atmospheric H⁺ and O⁺ ions were shown to be affected by the solar cycle, with an average escape rate ratio near two, the stoichiometric ratio of water. The change is mainly attributed to the decrease in the net escape rates of H⁺, which is a result of the increase in return flows, i.e. ions that flow back towards Venus in the magnetotail. Furthermore, the O⁺ net escape rate increases as the amount of energy available in the upstream solar wind increases. The increase indicates, as expected, that a portion of the available energy in the upstream solar wind is transferred to the escaping ions. However, the total portion of energy transferred from the solar wind to the escaping ions decreases as the available upstream energy increases. Using the simple relation between the O⁺ escape rate and the upstream solar wind energy flux, the total atmospheric escape was extrapolated backwards in time, by accounting for the evolution of the solar wind parameters. The resulting total escape over the past 3.9 Ga can be translated into a global equivalent water depth of 0.02-0.6 m. This result cannot explain the massive historical water content on Venus.

Venus atmosfär är idag tjock, het och extremt torr, men den har inte alltid varit sån. I dess tidigare historia fanns det troligtvis mycket vatten på Venus yta. Om man skulle tagit allt det vattnet och spridit den jämnt över hela Venus yta tror man att det skulle bli ett djup på nånstans mellan 10 meter till över 100 meter. Det betyder att en stor mängd vatten har försvunnit under Venus atmosfäriska historia. Det finns i huvudsak två processer som är kapabla till att ta bort vatten från Venus: antingen reagerar vattnet med ytan och sparas inuti Venus skorpa eller kärna, eller så flyr den ut till rymden. I den här avhandlingen har fokuset legat på den senare av de två processerna. Genom att undersöka vilken av dessa processer som har haft störst inverkan på Venus atmosfäriska evolution och dess förlust av vatten kan vi förstå hur olika planeters atmosfärer utvecklas, både här i vårt eget solsystem och i extrasolära system, och specifikt hjälpa oss förstå varför Venus blivit så torr.

Flykt av vatten till rymden påverkas av flera olika processer, varav de med störst inverkan är en konsekvens av interaktionen mellan Venus atmosfär och solvinden. Eftersom Venus inte har något eget inre magnetfält interagerar atmosfären direkt med solvinden och skapar en, vad man kallar, inducerad magnetosfär. Interaktionen gör så att en del av energin och rörelsemängden i solvinden överförs till partiklarna i Venus övre atmosfär. Den extra rörelsemängden gör så att jonerna i Venus övre atmosfär kan nå över flykthastigheten på ca 10 km/s och därmed fly från planeten. Därför är interaktionen mellan atmosfären och solvinden viktig att studera, för att förstå hur mycket partiklar som flyr från Venus.

I den här avhandlingen har flykten av atmosfäriska partiklar till rymden undersökts med hjälp av mätningar av flöden av vätejoner (H⁺) och syrejoner (O⁺). Dessa jonflöden har mätts av instrumentet Ion Mass Analyser (IMA), en del av ASPERA-4, ombord på satelliten Venus Express. Venus Express fanns i omloppsbana runt Venus under 2006-2014 och gav mätningar under dess mer än 3000 varv runt Venus. Dessa mätningar har i den här avhandlingen använts för att räkna ut medelvärden av jonflödena i både jonosfären (övre delen av atmosfären) och magnetosvansen (den långa förlängningen av den inducerade magnetosfären på nattsidan av Venus), för att undersöka solvindens inverkan på Venus atmosfäriska evolution.

Jonflöden mätta av IMA nära Venus nordpol visar att flödet inte endast rör sig från dag till natt, som tidigare hittats vid ekvatorn av den tidigare missionen Pioneer Venus. Istället har flödet en komponent längs med terminatorn, eller dag-natt linjen, från kväll mot morgon. Detta flöde finns ända ner på höjder där kollisioner är viktiga. Jonflöden mätta av IMA i Venus magnetosvans visar att flykten av H⁺ och O⁺ joner från atmosfären ändras över solcykeln, och att förhållandet mellan deras flykt ligger nära två, som indikerar att det kommer från vatten (två väteatomer och en syreatom). Ändringen i förhållandet kommer främst från att flyktflödet för H⁺ minskade, vilket till största delen beror på en ökning av returflöden, alltså joner som flödar tillbaka mot Venus i magnetosvansen. Dessutom ökade flykten av O⁺ när mängden energi tillgänglig i solvinden ökade. Denna ökning indikerar, som förväntat, att energi överförs från solvinden till jonerna, vilket leder till att jonerna kan fly från Venus. Dock minskade andelen energi som överfördes till jonerna när energin i solvinden uppströms ökade. Genom att använda en enkel relation mellan flykten av O⁺ och energiflödet i solvinden, och genom att ta hänsyn till evolutionen av solvinden, kan flykten extrapoleras bakåt i tiden. På så sätt kan man ta reda på hur mycket som totalt har flytt i form av joner från Venus under de senaste 3.9 miljarder åren. Den totala mängd som flytt kan översättas till ett vattendjup på 0.02-0.6 meter, om man antar att allt syre kommer från vatten och sprider vattnet jämnt över hela Venus yta. Den totala mängd vatten som flytt från Venus som joner, som beräknats här, kan inte beskriva hur den massiva mängd vatten på tiotals till hundratals meter, som man tror existerade på Venus i dess tidigare historia, försvunnit. Det betyder att Venus antingen inte hade så mycket vatten i dess tidigare historia som man tidigare trott, eller att den största mängden vatten istället försvunnit genom andra processer.