Afbeelding in de hoofding: Dit radarbeeld van Venus (zonder wolkendek dus) toont het huidige geologisch actieve oppervlak.. Bron: NASA/JPL
In het gedeelte “1.6. Platentektoniek: wat en waarom?” hebben we uitgelegd wat de belangrijkste eigenschappen zijn op Aarde om platentektoniek duurzaam mogelijk te maken:
- Lithosfeerplaten die niet te dik en niet te dun zijn, en de ideale stijfheid en flexibiliteit hebben
- Een plastische laag onder de lithosfeerplaten (de asthenosfeer) die niet teveel en niet te weinig viscositeit heeft bij de temperatuur en druk die op die plek heerst
- Veel interne warmte binnen in de planeet dankzij trage afkoeling sinds het ontstaan en dankzij een hoog gehalte aan zware en radioactieve elementen
- Voldoende vloeibaar water op de oppervlakte, zodat onderduikende lithosfeer gehydrateerd is en net genoeg flexibiliteit vertoont om de trage beweging in gang te houden, en zodat de onderduikende plaat het vulkanisme erboven actief houdt (het water verlaagt de smelt-temperatuur van het gesteente rondom de onderduikende plaat).
Bekijk bovenstaand lijstje eens goed. Denk je dat er veel kans is dat de andere gesteenteplaneten in het zonnestelsel hier ook allemaal aan voldoen? Juist. Dat is onwaarschijnlijk.
Venus: actief maar geen platentektoniek
(de cijfers in onderstaande tekst komen van het BIRA)
Venus wordt altijd onze zusterplaneet genoemd. Daar zijn goede redenen voor. Ze is bijna even groot als de Aarde, de samenstelling is opvallend gelijkaardig, en de gemiddelde dichtheid van Venus is 95% van die van de Aarde. Toch zijn zeer grote verschillen en is Venus naar onze normen een zeer onleefbare plek. De gemiddelde temperatuur aan het oppervlak is 464°C, het regent er zwavelzuur, de luchtdruk is bijna 100 keer groter dan bij ons, en er is zo goed als geen water aan het oppervlak. De atmosfeer bevat 96,5% CO2 en de overige 3,5% is N2 (stikstofgas). Het atmosferische concentratie van water is slechts 20 ppm. Ooit moet er veel water geweest zijn zoals op Aarde, maar de planeet staat te dicht bij de zon, en kon in de eerste miljard of 2 miljard jaar niet verhinderen dat een extreem broeikaseffect op gang kwam. Zo een uit de hand lopend broeikaseffect (Engels: Runaway greenhouse) maakte van deze planeet een droge hel.
Het wolkendek op Venus is zo dicht, dat je nooit het oppervlak te zien krijgt als je de planneet van buitenaf bekijkt. In gewoon zichtbaar licht tenminste. Vooral dankzij radarbeelden van ruimtesondes die naar Venus gegaan zijn hebben we toch een goed beeld van de oppervlakte, en die blijkt toch veel geologische activiteit te vertonen. Er zijn bijvoorbeeld duidelijk hoger gelegen massieven die we tesserae noemen. Ze doen denken aan aardse continenten. Sommige wetenschappers zien een analogie met de cratons, oude stabiele continentmassieven op Aarde. Maar alles wijst erop dat de tesserae omhooggeduwde korst is zonder tussenkomst van onder elkaar duikende platen. De tesserae zijn wel vol ingewikkelde vervormingen, met ruggen en valleien. Maar we vinden nergens duidelijke plaatranden. De vervormingen volgen ook geen hoofdrichtingen zoals je bij aardse lithosfeerplaten wel ziet. Als er al structuren zijn die op een plaatrand lijken, dan zien we eerder versmelting van beide zijden, en geenenkel teken van boven elkaar bewegende platen.
Naast de Tesserae zien we ook korstbewegingen van andere types:
- Riftvorming: openduwende korst, maar dan zonder dat er plaatranden rondom zijn.
- Coronae: ronde opgeduwde zones ogeven door breuken en ruggen.
- Lokale bergketens door plaatselijk omhooggeduwde korst
- Grote vulkanische zones
- Pannenkoek domes: omhooggeduwde korst waar lavavelden over gevormd zijn.
Al deze geologische activiteit toont aan dat er veel mantelactiviteit is en dat er dus veel interne warmte in de planeet aanwezig is. Maar de korst vormt één grote planetaire dikke plaat. De hoge temperaturen maken de lithosfeer iets plastische dan op Aarde (te weinig stijfheid), en de afwezigheid van water maakt tektoniek vervolgens nog onwaarschijnlijker. We zien ook dat het aantal kraters nogal gelijkmatig verdeeld zijn over het hele oppervlak, en dat wijst erop dat de hele korst ongeveer overal dezelfde leeftijd heeft. Weliswaar wordt de korst jonger ingeschat dan de planeet zelf. Maar dat wordt niet door platentektoniek verklaard. Vermoedelijk is er ooit (500 miljoen jaar geleden?) een plotse vernieuwing van de korst geweest over de hele planeet met vers mantelmateriaal. Er zal veel meer onderzoek nodig zijn om echt te achterhalen welke processen dat precies waren en waarom ze voorkwamen.
Mars: actieve geschiedenis
Mars heeft op zijn zachtst gezegd een heel vreemde topografie. Heel het noordelijk halfrond ligt enkele kilometer lager dan het gemiddelde in het zuiden, en is bovendien veel vlakker. En dan heb je dat reusachtige Tharsis plateau waar de reuzevulkanen liggen en de grootste kloof van het Zonnestelsel Vallis Marineris. Hoe dit vreemde oppervlak juist werd gevormd is nog niet helemaal duidelijk. Een groot deel van de topografie is het gevolg van enorm veel meteorietinslagen. Maar een andere hoofdrol is weggelegd voor grootschalige geologische en vulkanische activiteit. Er is geen enkele aanwijzing van lithosfeerplaten of om het even welke plaatgrenzen. Mars heeft een dikke planetaire korst die uit één aaneengesloten schil bestaat. Maar er zijn wel duidelijk vertikale bewegingen geweest van die planetaire korst, waarvan het Tharsisplateau met veel voorsprong de allergrootste is. Het vulkanisme bij de lifting van dat plateau heeft volgens Roger J. Phillips zoveel CO2 en water uitgestoten, dat de hele planeet kon bedekt worden met 120 meter (extra) water, met daarboven een CO2 druk van 1,5 bar (dus 1,5 keer de huidige luchtdruk op Aarde). Het hele plateau zou vroeger op 50° noorderbreedte gelegen hebben. Zulke uitstulpende bobbel is echter zwaar, en heeft zich door centrifugale kracht langzaam naar de evenaar verplaatst.
Er is dus zeker veel geologische activiteit geweest op de rode planeet. Zulke topografie en vulkanen laten zien dat de mantel vroeger vrij veel interne beweging moet gekend hebben: convectie door warmteverschillen. Echter, omdat de planeet heel wat kleiner is dan de Aarde (in diameter ongeveer de helft, in volume ongveer 15% van de Aarde), kon ze veel sneller afkoelen. Want de verhouding oppervlakte op volume is dan groter, en je hebt dus per volume-eenheid meer contact met de koude ruimte. Bovendien is Mars haar atmosfeer grotendeels kwijtgeraakt, wat alleen maar meer afkoeling veroorzaakte. Activiteit in de mantel en korst is vandaag nog nauwelijks waarneembaar, maar niet helemaal verdwenen, zoals blijkt uit het recent onderzoek met de Insight lander van NASA. Van mechanismen zoals platentektoniek is er helemaal geen sprake. We komen hier meer uitgebreid op terug in het cursusdeel over Mars.
Mercurius en Maan: geologisch ‘dood’ en koud
De Maan en Mercurius zijn nog een pak kleiner dan Mars, dus ook nog sneller afgekoeld na hun vorming. Beiden vormen vandaag min of meer een ‘koude steen’, waar totaal geen vulkanisme meer voorkomt. Ook hier zien we geen enkel spoor van platentektoniek, ook niet in de vroege geschiedenis. Zowel bij Mercurius als de Maan zijn topografische variaties bijna volledig rechtstreeks of onrechtstreeks te wijten aan ingeslagen meteorieten. Toch zijn er ook hierop uitzonderingen. Omdat over de miljarden jaren de afkoeling steeds bleef doorgaan, zijn er af en toe krimp-effecten bij gekomen. Bovendien kunnen hierdoor bevingen plaats vinden in de ondergrond. Het krimpen is vergelijkbaar met een druif of een appel die helemaal uitdroogt, en rimpels krijgt. Echter, de korst van de Maan (en ook Mercurius) is niet zo soepel, dus in plaats van rimpels treffen we breuken en barst aan.
