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Eine Illustration eines fiktiven felsigen Exoplaneten.(Bildnachweis: iStock/Getty Images Plus/Ianm35)

Das Innere von Gesteinsplaneten und Monden ist im Vergleich zu ihren Oberflächen ziemlich heiß. Diese Hitze, die durch eine Reihe von Quellen verursacht werden kann – wie z. B. gezeitenbedingte Dehnung und Kompression, die anfängliche Akkretion des Planeten und der radioaktive Zerfall schwerer Elemente – kann große Konvektionsströme von Gesteinsmaterialien im Inneren dieser Körper antreiben, ähnlich wie die kreisförmige Bewegung von kochendem Wasser in einem Topf.

Die feste Oberfläche der Erde, die Lithosphäre, reicht mehr als hundert Meilen in den Planeten hinein. Sie ist in große Brocken zerbrochen, und die Konvektionsströme des geschmolzenen Gesteins darunter üben Druck auf diese Brocken aus, so dass sie gegeneinander stoßen, aneinander vorbeigleiten und sich voneinander lösen. Dieser Prozess, der als Plattentektonik bezeichnet wird, ist für Erdbeben, Vulkane, Meeresrücken und riesige Gebirgsketten an der Erdoberfläche verantwortlich.

Wir wissen, dass auch andere Gesteinskörper, wie die Venus, geologisch aktiv sind. Aber gibt es dort auch Plattentektonik? Und wie verbreitet ist die Plattentektonik auf anderen Körpern im Universum?

Laut Cédric Gillmann, Planetenforscher am Institut für Geophysik der ETH Zürich, gibt es zwei Haupttypen von Konvektionsregimen, die im Sonnensystem beobachtet wurden. Während auf der Erde die Plattentektonik vorherrscht, gibt es auf einigen anderen Himmelskörpern – wie dem Mars, dem Merkur und dem Erdmond – einen so genannten stagnierenden Deckel.

„Kurz gesagt, ein stagnierender Deckel weist auf eine statische Oberfläche hin, während die Plattentektonik eine bewegliche, in Platten unterteilte Oberfläche aufweist“, so Gillmann. „Die Plattentektonik ist eine spezielle Art von mobilem Deckelregime, d. h. ein Manteldynamikregime, bei dem der Deckel (Lithosphäre) an der Konvektionszelle teilnimmt.

Als solches ist es durch eine hohe Oberflächenmobilität im Vergleich zu anderen Regimen gekennzeichnet. Die Oberfläche hat eine laterale Geschwindigkeit (kurz gesagt, sie bewegt sich)“, so Gillmann in einer E-Mail an kosmischeweiten.de.

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Die Plattentektonik ist insofern einzigartig, als die gesamte Oberfläche in Schalen oder Platten unterteilt ist, die scharfe Grenzen haben. Auf der Erde sind diese Grenzen als Subduktionszonen bekannt, in denen die Platten untereinander gedrückt werden, als Transformzonen, in denen die Platten aneinander vorbeigleiten, und als Divergenzzonen, in denen sie sich voneinander entfernen. Wenn wir uns Karten der Erde ansehen, ist es einfach, die geologischen Merkmale zu erkennen, die mit diesen Grenzen verbunden sind, da die meisten vulkanischen Aktivitäten auf der Erde entlang dieser Grenzen stattfinden.

Im Gegensatz dazu, so Gillmann, hat ein stagnierender Deckel eine weitgehend statische Lithosphäre. Zwar kann es im Mantel eines Planeten oder Mondes unterhalb der Lithosphäre Konvektionsströmungen geben, doch diese Strömungen sorgen nicht für genügend Spannung, um die Lithosphäre in einem stagnierenden Deckel zu brechen oder mitzureißen.

„Der Mantel kann ziemlich heiß werden, weil der Deckel eine gute Isolierung zwischen dem Inneren und der Atmosphäre bietet, und die Konvektion kann stark sein – aber in einem stagnierenden Deckel ist die Lithosphäre vom Mantel entkoppelt“, so Gillmann.

„Der stagnierende Deckel wird im Allgemeinen als das Endglied angesehen, zu dem alle Planeten schließlich konvergieren, wenn sie ihre innere Hitze verlieren (und die Lithosphäre wächst), aber es wird angenommen, dass einige heiße Planeten immer noch eine hohe Aktivität aufrechterhalten und im stagnierenden Deckel verbleiben könnten“, fügte er hinzu.

Die Oberfläche des Quecksilbers hat einen so genannten „stagnierenden Deckel“, d. h. es gibt keine beweglichen Platten wie auf der Erde. (Bildnachweis: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington)

Was ist mit anderen Körpern im Sonnensystem?

Quecksilber und der Erdmond sind Beispiele für endständige stagnierende Deckel, bei denen sich das Innere so weit abgekühlt hat, dass keine Konvektion mehr stattfindet, da sie nicht genug Material haben, um ihre innere Wärme zu erhalten. Beim Mars dachte man, es sei dasselbe, sagte Gillmann, aber Beobachtungen relativ junger vulkanischer Aktivität und die Entdeckung einer möglichen matschigen oder geschmolzenen Schicht an der Kern-Mantel-Grenze lassen auf ein warmes Inneres schließen.

„Das System der Venus ist unsicher“, sagte Gillmann. Die Oberfläche der Venus wird von vulkanischen Merkmalen dominiert. 80 % ihrer Oberfläche sind mit Basalt (erkaltete Lava) bedeckt, und sie hat viele Vulkane und die längsten Lavaströme im Sonnensystem.

„Sie hat auch eine stark deformierte Oberfläche, was darauf hindeutet, dass sie tektonisch aktiv ist oder es in letzter Zeit war“, fügte Gillmann hinzu. Man geht davon aus, dass der größte Teil der Venusoberfläche recht jung ist – 200 Millionen bis 1 Milliarde Jahre alt, verglichen mit der etwa 4 Milliarden Jahre alten Marsoberfläche.

Zwei mögliche Szenarien könnten die geologische Aktivität der Venus erklären: ein episodischer Deckel, bei dem die Dynamik von Zeit zu Zeit von einem beweglichen zu einem stagnierenden Deckel wechselt, oder das plutonisch-squishy-Deckel-Regime, bei dem die Oberfläche größtenteils statisch ist, aber Magma in die Lithosphäre eindringen kann, wodurch eine duktile, verformbare Oberfläche entsteht.

Venera 10, die am 23. Oktober 1975 in eine Umlaufbahn um die Venus einschwenkte und zwei Tage später landete, schickte Schwarzweißbilder von abgeflachten Lavafelsen zurück und maß die Windgeschwindigkeit auf der Planetenoberfläche. (Bildnachweis: Roscosmos)

Venus, Erde und Mars begannen alle als relativ ähnlich große Körper, die sich aus einer ungefähr ähnlichen Region von Materialien im frühen Sonnensystem gebildet haben. Doch verschiedene andere, zum Teil unbekannte Faktoren führten dazu, dass sich diese Planeten geologisch unterschiedlich entwickelten: „Der Mars ist wahrscheinlich trocken und klein, was zu seinem jetzigen Zustand beiträgt, aber es könnte noch mehr dahinterstecken“, sagte Gillmann. „Die Venus ist die große Unbekannte. Wir haben nur sehr wenige genaue Informationen über das Innere der Venus, ihre Struktur und Zusammensetzung. Alles, was wir sehen, scheint darauf hinzudeuten, dass sich die Venus nicht sehr von der Erde unterscheidet (Größe, Masse, Dichte, wahrscheinlich auch Zusammensetzung), aber kleine Unterschiede können wichtige Konsequenzen haben“, fügte er hinzu.

Trotz ähnlicher Bausteine haben die Erde und die Venus zwei sehr unterschiedliche geologische Wege eingeschlagen. Die Oberflächentemperaturen könnten eine Rolle gespielt haben, denn sie ermöglichten es der Erde, flüssiges Wasser auf ihrer Oberfläche zu haben, was die Plattentektonik begünstigen könnte. Im Falle der Venus könnte die weichere, dehnbarere Lithosphäre aufgrund der hohen Temperaturen auch dazu geführt haben, dass sie schwieriger zu zerbrechen war oder sich leichter heilen ließ. Wasser im Mantel spielte wahrscheinlich auch eine Rolle, da es die Viskosität und Schmelztemperatur des Mantels beeinflusst, erklärte Gillmann.

„Aber wir haben keine Gewissheit über das Wasser im Inneren der Venus; es wurde vermutet, dass sie sehr trocken ist, und dafür könnte es Gründe geben, wenn man sich ihre sehr frühe Geschichte ansieht“, sagte Gillmann. „Aber noch ist nichts bewiesen. Wenn alles gut geht, könnten die kommenden Missionen dazu beitragen, eine Antwort darauf zu finden.“

Die Instrument Context Camera (ICC) des Insight-Landers der NASA hat Wolken über dem Seismometer des Landers, SEIS genannt, auf dem Mars aufgenommen. (Bildnachweis: NASA/JPL-Caltech)

Plattentektonik bei Exoplaneten

Bei der Frage, ob Exoplaneten Plattentektonik aufweisen, haben die Wissenschaftler noch einen weiten Weg vor sich.

Es gibt im Wesentlichen zwei Möglichkeiten, wie wir auf die Vorgänge im Inneren eines Exoplaneten schließen können. Zum einen kann man das Magnetfeld des Planeten aufspüren, das den Wissenschaftlern Aufschluss darüber geben kann, ob sich im Inneren des Planeten Materialien bewegen, „obwohl wir noch nicht genau wissen, wie das mit der Plattentektonik zusammenhängt“, so Gillmann.

Die zweite Methode ist die Analyse der Atmosphäre des Exoplaneten. Wir wissen, dass die Plattentektonik den Kohlenstoffkreislauf auf der Erde beeinflusst, so dass Planeten mit regulierten Kohlendioxidhäufigkeiten eine Form der Plattentektonik aufweisen könnten, während Planeten mit massiven CO2-Häufigkeiten möglicherweise keine Plattentektonik aufweisen.

Plattentektonik und komplexes Leben

Einige Forscher haben die Ansicht vertreten, dass die Plattentektonik eine entscheidende Rolle bei der Entstehung von komplexem Leben auf der Erde gespielt hat, was darauf hindeutet, dass fortgeschrittene Zivilisationen nur mit komplexen geologischen Systemen möglich sind, die Oberflächenkontinente und Ozeane umfassen.

Das wirft die Frage auf, ob das Vorhandensein von Plattentektonik dazu beitragen könnte, unsere Suche nach komplexem Leben anderswo im Kosmos einzugrenzen.

„Für komplexes Leben habe ich keine eindeutige Meinung, obwohl man davon ausgehen kann, dass die Plattentektonik den Arten eine Belastung auferlegt, die die Evolution vorantreibt und gleichzeitig die Oberflächenbedingungen stabilisiert und große brutale Veränderungen verhindert, die zu einem völligen Aussterben führen könnten“, so Gillmann. „Folglich könnte sie durchaus eine der erforderlichen Zutaten für das Rezept des komplexen Lebens sein.“

Wenn dies der Fall ist und wir die Plattentektonik auf einem Exoplaneten überzeugend nachweisen können, würde dies einen solchen Planeten zu einem erstklassigen Kandidaten für eine Untersuchung machen.