Skeltek hat geschrieben: ↑14. Okt 2020, 22:20
Immerhin kennen wir hier vorwiegend unsere Chemie unter Normaldruck und dem Athmosphären/Hydrosphären-Mischungsverhältnissen unserer gewohnten Umgebung.
Wir kennen auch Hochdruckchemie und nutzen diese auch. Weißt du wie z.B. unser Kunstdünger gemacht wird?
Skeltek hat geschrieben: ↑14. Okt 2020, 22:20
Z.B. würden bestimmte Dinge ohne jeglichen Sauerstoff nicht verbrennen oder es sind ggf mit viel Phantasie auch Reaktionen möglich, welche auf der Erde auf Grund des Vorhandenseins von einem Überfluss an Sauerstoff, Wasserstoff und Stickstoff gar nicht möglich sind.
Ich lehne mich da lieber vorsichtig zurück und schließe die Möglichkeit zumindest nicht aus. Dazu kennen wir die Gegend und 'Bedingungen' dort zu wenig.
Wir können schon einiges sagen, wir leben im Jahr 2020, die Chemie ist weit fortgeschritten. Das Ganze ist ein Rätsel, aber ja, auch deshalb, weil wir die Venus noch zu wenig kennen.
Skeltek hat geschrieben: ↑14. Okt 2020, 22:20
Außerdem ist die Schwefelsäure kaum in der Konzentration vorhanden, wie du sie gerade schilderst.
...
In den Schwefelsäure-Wolkenschichten sieht es anders aus. Und es geht dann dort auch darum, dass es praktisch wasserfreie H2SO4-Wolken sind.
So ein Medium ist extrem austrocknend, für alles was ihm in die Quere kommt.
Skeltek hat geschrieben: ↑14. Okt 2020, 22:20
Pyrolyse, nunja. Die wird bei anderem Druck auch etwas anders ablaufen.
Bei Pyrolysetemperatur ist kein Kohlenstoff-Wasser-basiertes Leben möglich, gleich bei welchem Druck.
Bleiben also nur die höheren Atmosphärenschichten, wo es kühler ist.
Und das Interessante ist ja: Genau dort findet man auch das PH3!
Schauen wir etwas in den Nature-Artikel "Phosphine gas in the cloud decks of Venus" rein (der einfacheren Lesbarkeit mit DeepL übersetzt, mit Hervorhebungen):
Die wenigen km s-1-Breiten der PH3-Spektren sind typisch für Absorptionen aus der oberen Atmosphäre der Venus. Inversionstechniken können Linienprofile in eine vertikale molekulare Verteilung umwandeln, aber das ist hier aufgrund der Unsicherheiten bei der Verdünnung der PH3-Linien und der Druckverbreiterung eine Herausforderung.Da das Kontinuum, gegen das wir die Absorption sehen, in Höhen von ~53-61 km auftritt (Erweiterte Daten Abb. 2), müssen die beobachteten PH3-Moleküle in den mittleren/oberen Wolkendeckschichten mindestens so hoch oben liegen. Hier sind die Wolken "gemäßigt", bei bis zu ~30 °C und mit Drücken bis zu ~0,5 bar (Ref. 29). PH3 könnte sich jedoch in niedrigeren (wärmeren) Höhen bilden und dann nach oben diffundieren.
PH3 wird am stärksten in mittleren Breiten nachgewiesen und wird an den Polen nicht nachgewiesen (Tabelle 1). Die äquatoriale Zone scheint schwächer zu absorbieren als die mittleren Breiten, aber äquatoriale und mittlere Breitenwerte könnten übereinstimmen, wenn Korrekturen für die räumliche Filterung vorgenommen werden. Nach der obigen Methode (Behandlung des Gases, als ob es wie das Kontinuum verteilt wäre) kann das l:c-Verhältnis bis zu -4,6 × 10-4 für den Äquator und -5,8 × 10-4 für die mittleren Breiten betragen, in Übereinstimmung mit den Grenzen von 1σ (beide ±0,7 × 10-4). Bei den Polarkappen kann das l:c-Verhältnis bei dieser Methode jedoch nicht mehr als -0,7 × 10-4 betragen (da kleine Extremitätenregionen am wenigsten von fehlenden Daten der kurzen Basislinie betroffen sind). Unsere Breitenbereiche wurden empirisch festgelegt, um die Kontraste im l:c-Verhältnis zu maximieren, weshalb sie möglicherweise keine physikalischen Zonen darstellen. Wir waren nicht in der Lage, Längenbänder zu vergleichen (z.B. in Bezug auf die Auswirkungen des Sonnenwinkels), da Regionen, die näher an der Extremität liegen, zunehmend Probleme mit Rauschen und spektraler Welligkeit aufwiesen (Erweiterte Daten Abb. 3).
...
Das Vorhandensein selbst einiger weniger Teile pro Milliarde PH3 ist für eine oxidierte Atmosphäre (in der sauerstoffhaltige Verbindungen gegenüber wasserstoffhaltigen stark dominieren) völlig unerwartet. Wir überprüfen alle Szenarien, die angesichts der gesicherten Kenntnisse über die Venus plausibel PH3 erzeugen könnten.
Das Vorhandensein von PH3 impliziert eine atmosphärische, ober- oder unterirdische Phosphorquelle oder eine Zufuhr aus dem interplanetaren Raum. Die einzigen gemessenen Werte von atmosphärischem Phosphor auf der Venus stammen von Vega-Abstiegssonden32 , die nur für Phosphor als Element empfindlich waren, so dass seine chemische Speziation nicht bekannt ist. Es wurden keine Phosphorarten auf der Planetenoberfläche gemeldet.
Der Großteil des in der Venus-Atmosphäre oder -Oberfläche vorhandenen Phosphors wird als oxidierte Formen von Phosphor erwartet, zum Beispiel als Phosphate. Unter Berücksichtigung solcher Formen und unter Annahme der Vega-Häufigkeitsdaten (der höchste abgeleitete Wert, der für die PH3-Produktion am günstigsten ist) berechnen wir, ob die Gleichgewichtsthermodynamik unter Bedingungen, die für die Venusatmosphäre, die Oberfläche und den Untergrund relevant sind, ~10 ppb PH3 liefern kann (wir nehmen eine untere Grenze an, die den JCMT-Daten angemessen ist, um die am leichtesten erreichbare thermodynamische Lösung zu finden). Wir stellen fest, dass die PH3-Bildung nicht begünstigt ist, selbst wenn man ~75 relevante Reaktionen unter Tausenden von Bedingungen berücksichtigt, die alle wahrscheinlichen Atmosphären-, Oberflächen- oder Untergrundeigenschaften umfassen (Temperaturen von 270-1.500 K, atmosphärische und Untergrunddrücke von 0,25-10.000 bar, großer Konzentrationsbereich der Reaktanten). Die freie Energie der Reaktionen liegt zwischen 10 und 400 kJ mol-1 (siehe "Potentielle Wege zur PH3-Produktion" in "Methoden, ergänzende Informationen und erweiterte Daten", Abb. 7). Insbesondere schließen wir quantitativ die Hydrolyse von geologischem oder meteoritischem Phosphid als Quelle des venusianischen PH3 aus. Wir schließen auch die Bildung von phosphoriger Säure (H3PO3) aus. Während Phosphorige Säure bei Erwärmung in einem Missverhältnis zu PH3 stehen kann, würde ihre Bildung unter den Temperaturen und Drücken der Venus ganz unrealistische Bedingungen erfordern, wie z.B. eine Atmosphäre, die fast vollständig aus Wasserstoff besteht (Einzelheiten siehe Zusatzinformationen).
Die Lebensdauer von PH3 auf der Venus ist der Schlüssel zum Verständnis der Produktionsraten, die zu einer Akkumulation von wenigen ppm-Konzentrationen führen würden. Diese Lebensdauer wird viel länger sein als auf der Erde, deren Atmosphäre erheblichen molekularen Sauerstoff und seine photochemisch erzeugten Radikale enthält. Die Lebensdauer oberhalb von 80 km auf der Venus (in der Mesosphäre22) wird von Modellen durchweg mit <103 s vorhergesagt, was in erster Linie auf hohe Konzentrationen von Radikalen zurückzuführen ist, die mit PH3 reagieren und dieses zerstören. In der Nähe der Atmosphärenbasis beträgt die geschätzte Lebensdauer aufgrund thermischer Zersetzungsmechanismen (Kollisionszerstörung) ~108 s. Der Grund dafür ist, dass die Radikale mit PH3 reagieren und dieses zerstören. In mittleren Höhenlagen (<80 km) ist die Lebensdauer sehr schlecht eingeschränkt, da sie von der Häufigkeit von Spurenradikalarten, insbesondere Chlor, abhängt. Diese Lebensdauern sind um Größenordnungen unsicher, aber wesentlich länger als die Zeit, in der PH3 von der Oberfläche bis 80 km (<103 Jahre) gemischt werden kann. Die Lebensdauer von PH3 in der Atmosphäre beträgt daher nicht länger als 103 Jahre, entweder weil es schneller zerstört wird oder weil es in eine Region transportiert wird, wo es schnell zerstört wird (siehe "Photochemisches Modell" in Methoden, Ergänzende Informationen, Erweiterte Daten Abb. 8 und 9 und Ergänzende Tabellen 2 und 3).
Wir schätzen den Ausgasungsfluss von PH3, der erforderlich ist, um ~10 ppb-Spiegel aufrechtzuerhalten, indem wir die aus Beobachtungen abgeleitete PH3-Säule nehmen und diese durch die chemische Lebensdauer von PH3 in der Venusatmosphäre dividieren (Abb. 5). Der gesamte Ausgasungsfluss, der erforderlich ist, um ~10 ppb von PH3 zu erklären, beträgt ~106-107 Moleküle cm-2 s-1 (kürzere Lebensdauern würden zu höheren Flussanforderungen führen). Photochemisch angetriebene Reaktionen in der Venusatmosphäre können PH3 nicht mit dieser Geschwindigkeit produzieren. Um PH3 aus oxidierten Phosphorspezies zu erzeugen, müssen photochemisch erzeugte Radikale den Phosphor reduzieren, indem sie Sauerstoff entziehen und wasserstoffbedürftige Reaktionen vorwiegend mit H, aber auch mit O- und OH-Radikalen hinzufügen. Wasserstoffradikale sind in der Venusatmosphäre aufgrund niedriger Konzentrationen potenzieller Wasserstoffquellen (Spezies wie H2O und H2S, die zur Erzeugung von H-Radikalen ultraviolett photolysiert werden) selten. Wir modellieren ein Netzwerk von Vorwärtsreaktionen (d.h. von oxidierten Phosphorspezies zu PH3), nicht nur als konservative maximal mögliche Produktionsrate für PH3, sondern auch, weil viele der Rückreaktionsraten nicht bekannt sind. Wir stellen fest, dass die Reaktionsraten von H-Radikalen mit oxidierten Phosphorspezies um Faktoren von 104-106 unter den Temperaturen und Konzentrationen in der Venusatmosphäre zu langsam sind (Abb. 5).
Energetische Ereignisse sind auch kein effektiver Weg zur Herstellung von PH3. Blitze können auf der Venus auftreten, aber auf Aktivitätsebenen unterhalb der Erde33. Wir stellen fest, dass die PH3-Produktion durch venusianische Blitze um Faktoren von 107 oder mehr unter der Menge von wenigen ppm liegen würde. In ähnlicher Weise müsste auf der Venus >200 Mal so viel vulkanische Aktivität wie auf der Erde vorhanden sein, um genügend PH3 in die Atmosphäre zu injizieren (bis zu ~108 Mal, abhängig von den Annahmen über die Gesteinschemie des Erdmantels). Topographische Studien der Orbiter haben ergeben, dass es nicht viele große, aktive vulkanische Hotspots auf der Venus gibt34. Meteoritische Zufuhr fügt höchstens einige Tonnen Phosphor pro Jahr hinzu (für erdähnliche Akkretion von Meteoriten). Auch exotische Prozesse wie grossräumige tribochemische (Reibungs-)Prozesse und Sonnenwindprotonen erzeugen PH3 nur in vernachlässigbaren Mengen (W. Bains et al., Manuskript in Vorbereitung, eingereicht bei der Astrobiologie als "Phosphin auf der Venus kann nicht durch konventionelle Prozesse erklärt werden"; siehe auch Erweiterte Daten Abb. 10).
Übersetzt mit
www.DeepL.com/Translator (kostenlose Version)
https://www.nature.com/articles/s41550-020-1174-4
Die haben da doch schon sauber gearbeitet und vielerlei Dinge bedacht.
Das ganze ist ein spannendes Rätsel, wir sollten dort nachschauen und Proben nehmen...