Warum sind Erde und Venus unterschiedlich?

Erde und Venus sind etwa gleich groß, ihre chemische Zusammensetzung ähnelt sich und sie sind in der gleichen Region durch identische Prozesse entstanden. Trotzdem sind die beiden Planeten heute sehr unterschiedlich: Während die Erde Ozeane aus Wasser besitzt und damit lebensfreundlich ist, präsentiert sich die Venus als trockener, lebensfeindlicher Planet.

Bislang gab es keinen Anlass dafür, eine unterschiedliche Entwicklung von Erde und Venus in den ersten hundert Millionen Jahren ihrer Entwicklung anzunehmen. Die Planetenforscher gingen deshalb im Allgemeinen davon aus die Venus habe ihr Wasser erst im Verlauf ihrer späteren Entwicklung verloren.

Keiko Hamano von der Universität Tokio und seine Kollegen zeigen nun, dass der Unterschied zwischen den beiden Planeten seine Ursache möglicherweise doch in der Frühzeit des Sonnensystems hat. Die letzte Entstehungsphase der terrestrischen Planeten ist durch gewaltige Zusammenstöße von Protoplaneten gekennzeichnet. Vermutlich waren deshalb alle inneren Planeten zunächst vollständig geschmolzen. Die erste Phase der Entwicklung eines Planeten war daher die Verfestigung des Magma-Ozeans.

Wie Hamano und sein Team zeigen, hängt die Zeitdauer dieser Phase entscheidend vom Abstand des Planeten von seinem Zentralstern ab. Ausgasungen aus dem Magma-Ozean führen zur Bildung einer dichten, thermisch isolierenden Atmosphäre. Bisherige Untersuchungen der frühen Planetenentwicklung gingen davon aus, dass der Energiefluss vom Stern zum Planeten stets deutlich geringer ist als die Wärmeabstrahlung, also eine rasche Abkühlung möglich ist. Die Analyse der Forschergruppe aus Japan zeigt jedoch, dass innerhalb einer kritischen Entfernung diese Voraussetzung nicht mehr erfüllt ist: Der Planet erhält von seinem Stern mehr Energie, als er abstrahlen kann. Eine Abkühlung ist in diesem Fall erst möglich, wenn ein großer Teil der flüchtigen Substanzen – vor allem Wasserdampf – ins All entwichen ist.

Während Planeten wie die Erde mit einer größeren Entfernung (Typ 1) innerhalb weniger zehn Millionen Jahre ausreichend abkühlen um eine feste Oberfläche zu bilden, dauert dieser Prozess bei Planeten innerhalb der kritischen Distanz (Typ II) vermutlich mehrere hundert Millionen Jahre. Und während Planeten des Typs I ihr Wasser nahezu vollständig behalten, bleiben Planeten des Typs II trocken und lebensfeindlich zurück.

Linda Elkins-Tanton von der Carnegie Institution for Science in Washington warnt allerdings davor, vorschnelle Schlüsse aus der Analyse von Hamano et al. zu ziehen. Zwar zeige die Arbeit, wie wichtig die frühen Phasen für die Evolution der Planeten seien. Elkins-Tanton weist aber darauf hin, dass nicht alle jungen Planeten eine Atmosphäre reich an Wasserdampf entwickeln müssen. Eine von Wasserstoff und Methan dominierte Atmosphäre beispielsweise würde nicht thermisch isolieren und so die Verfestigung des Magma-Ozeans nicht behindern. Außerdem können Magnetfelder und Plattentektonik eine wichtige Rolle bei der Planetenentwicklung spielen

Sowohl Hamano als auch Elkins-Tanton setzen auf künftige Weltraumteleskope, mit denen sich die Atmosphären und Oberflächen ferner Exoplaneten untersuchen lassen. Erst die Analyse einer Vielzahl von terrestrischen Planeten bei vielen Sternen kann letztlich Aufschluss darüber geben, welche Parameter und Prozesse über die Lebensfreundlichkeit eines Planeten entscheiden.

Rainer Kayser

PH