Erde und Venus sind Gesteinsplaneten von etwa gleicher Größe und Gesteinschemie, daher sollten sie ihre innere Wärme etwa gleich schnell an den Weltraum abgeben. Wie die Erde ihre Wärme verliert, ist bekannt, aber der Wärmeflussmechanismus der Venus war ein Rätsel. Eine Studie, die drei Jahrzehnte alte Daten der Magellan-Mission der NASA verwendet, hat einen neuen Blick darauf geworfen, wie sich die Venus abkühlt, und herausgefunden, dass dünne Regionen der obersten Schicht des Planeten eine Antwort liefern könnten.
Unser Planet hat einen heißen Kern, der den umgebenden Mantel erwärmt, der diese Wärme zur starren äußeren Gesteinsschicht oder Lithosphäre der Erde transportiert. Die Wärme wird dann an den Weltraum abgegeben und kühlt die oberste Region des Mantels. Diese Mantelkonvektion treibt tektonische Prozesse an der Oberfläche an und hält ein Flickenteppich beweglicher Platten in Bewegung. Die Venus hat keine tektonischen Platten, also wie der Planet seine Wärme verliert und welche Prozesse seine Oberfläche formen, sind seit langem Fragen in der Planetenwissenschaft.
Die Studie untersucht das Rätsel anhand von Beobachtungen, die die Raumsonde Magellan in den frühen 1990er Jahren von quasi-kreisförmigen geologischen Merkmalen auf der Venus namens Coronae gemacht hat. Die Forscher machten neue Messungen von Koronen in den Magellan-Bildern sichtbar und kamen zu dem Schluss, dass sich Koronen in der Regel dort befinden, wo die Lithosphäre des Planeten am dünnsten und aktivsten ist.
„So lange waren wir an dieser Idee festgefahren, dass die Lithosphäre der Venus stagniert und dick ist, aber unsere Sichtweise entwickelt sich jetzt weiter“, sagte Suzanne Smrekar, leitende Forscherin am Jet Propulsion Laboratory der NASA in Südkalifornien, die die in veröffentlichte Studie leitete Natur Geowissenschaften.
So wie ein dünnes Bettlaken mehr Körperwärme abgibt als eine dicke Bettdecke, lässt eine dünne Lithosphäre mehr Wärme aus dem Inneren des Planeten entweichen, und zwar über schwimmende Schwaden aus geschmolzenem Gestein, die zur äußeren Schicht aufsteigen. Typischerweise gibt es dort, wo es einen verbesserten Wärmefluss gibt, eine erhöhte vulkanische Aktivität unter der Oberfläche. Koronen offenbaren also wahrscheinlich Orte, an denen aktive Geologie heute die Oberfläche der Venus formt.
Die Forscher konzentrierten sich auf 65 bisher nicht untersuchte Coronae mit einem Durchmesser von bis zu einigen hundert Kilometern. Um die Dicke der sie umgebenden Lithosphäre zu berechnen, maßen sie die Tiefe der Gräben und Grate um jede Korona. Sie fanden heraus, dass die Grate in Gebieten, in denen die Lithosphäre flexibler oder elastischer ist, enger beieinander liegen. Durch die Anwendung eines Computermodells zur Biegung einer elastischen Lithosphäre stellten sie fest, dass die Lithosphäre um jede Korona im Durchschnitt etwa 11 Kilometer dick ist – viel dünner als frühere Studien vermuten lassen. Diese Regionen haben einen geschätzten Wärmefluss, der größer ist als der Durchschnitt der Erde, was darauf hindeutet, dass Koronae geologisch aktiv sind.
„Während die Venus keine erdähnliche Tektonik hat, scheinen diese Regionen der dünnen Lithosphäre erhebliche Mengen an Wärme entweichen zu lassen, ähnlich wie in Gebieten, in denen sich neue tektonische Platten auf dem Meeresboden der Erde bilden“, sagte Smrekar.
Ein Fenster in die Vergangenheit der Erde
Um zu berechnen, wie alt das Oberflächenmaterial eines Himmelskörpers ist, zählen Planetenforscher die Zahl der sichtbaren Einschlagskrater. Bei einem tektonisch aktiven Planeten wie der Erde werden Einschlagskrater durch die Subduktion von Kontinentalplatten gelöscht und von geschmolzenem Gestein von Vulkanen bedeckt. Wenn es der Venus an tektonischer Aktivität und der regelmäßigen Aufwirbelung der erdähnlichen Geologie fehlt, sollte sie von alten Kratern bedeckt sein. Aber durch das Zählen der Anzahl der Venuskrater schätzen die Wissenschaftler, dass die Oberfläche relativ jung ist.
Jüngste Studien deuten darauf hin, dass das jugendliche Aussehen der Venusoberfläche wahrscheinlich auf vulkanische Aktivität zurückzuführen ist, die heute die regionale Oberflächenerneuerung vorantreibt. Dieser Befund wird durch neue Forschungsergebnisse gestützt, die auf einen höheren Wärmefluss in Koronaregionen hindeuten – ein Zustand, dem die Lithosphäre der Erde in der Vergangenheit ähnlich gewesen sein könnte.
„Interessant ist, dass die Venus ein Fenster in die Vergangenheit bietet, um uns zu helfen, besser zu verstehen, wie die Erde vor über 2,5 Milliarden Jahren ausgesehen haben könnte. Sie befindet sich in einem Zustand, der vorhergesagt wird, bevor ein Planet tektonische Platten bildet“, sagte Smrekar, der es ist auch der Hauptforscher der bevorstehenden NASA-Mission Venus Emissivity, Radio Science, InSAR, Topography, And Spectroscopy (VERITAS).
VERITAS wird dort weitermachen, wo Magellan aufgehört hat, und die Daten dieser Mission verbessern, die eine niedrige Auflösung und große Fehlerspannen aufweisen. Die Mission soll innerhalb eines Jahrzehnts starten und ein hochmodernes Radar mit synthetischer Apertur verwenden, um globale 3D-Karten und ein Nahinfrarot-Spektrometer zu erstellen, um herauszufinden, woraus die Oberfläche besteht. VERITAS wird auch das Gravitationsfeld des Planeten messen, um die Struktur des Inneren der Venus zu bestimmen. Die Instrumente werden zusammen die Geschichte der vergangenen und gegenwärtigen geologischen Prozesse des Planeten ausfüllen.
„VERITAS wird ein umlaufender Geologe sein, der genau bestimmen kann, wo sich diese aktiven Bereiche befinden, und lokale Variationen der lithosphärischen Dicke besser auflösen kann. Wir werden sogar in der Lage sein, die Lithosphäre beim Akt der Verformung zu erfassen“, sagte Smrekar. „Wir werden feststellen, ob der Vulkanismus die Lithosphäre wirklich so ‚matschig‘ macht, dass sie so viel Wärme verliert wie die Erde, oder ob die Venus noch mehr Geheimnisse auf Lager hat.“
Mehr Informationen:
Suzanne E. Smrekar et al, Erdähnliche lithosphärische Dicke und Wärmefluss auf der Venus im Einklang mit aktivem Rifting, Natur Geowissenschaften (2022). DOI: 10.1038/s41561-022-01068-0