Reise zum Mittelpunkt des Mars

Wie dünn ist die Marskruste?

Zu einem frühen Zeitpunkt in der Geschichte des Planeten bildete sich die Kruste auf dem damals noch geschmolzenen Mantel. Ihr heutiger Aufbau bezeugt also diese urzeitlichen Umweltbedingungen. Nach den aktuellen Auswertungen des Teams um Brigitte Knapmeyer-Endrun von der Universität Köln und Mark Panning vom kalifornischen Jet Propulsion Laboratory stehen die drei Landefüße von InSight auf höchstens 39 Kilometer dickem Krustengestein. Womöglich ist die Kruste sogar noch deutlich dünner. „Was wir messen können, sind verschiedene Geschwindigkeiten der seismischen Wellen in jeweils unterschiedlichen Materialien“, sagt Knapmeyer-Endrun. Daraus lässt sich die Krustenstruktur ermitteln.

Demnach ist die oberste Krustenschicht am Landeplatz etwa 8 Kilometer dick. Die Schicht darunter reicht bis in etwa 20 Kilometer Tiefe. Unterhalb davon sind die Auswertungen nicht eindeutig: „Darunter könnte bereits der Mantel folgen. Dann wäre die Kruste überraschend dünn, auch im Vergleich zur kontinentalen Kruste der Erde“, sagt die Geophysikerin. Die Erdkruste ist im Durchschnitt knapp 40 Kilometer dick.

Doch vielleicht gibt es in der Marskruste noch eine dritte Schicht, sodass man auf insgesamt 39 Kilometer käme. Dieses Modell passt besser zu den bisherigen Abschätzungen, die auf Daten von Marssatelliten und der Analyse von Meteoriten vom Mars beruhen. Das Signal der vermeintlich dritten Schicht ist laut Knapmeyer-Endrun in den vorliegenden Bebendaten bislang nicht klar erkennbar. Auf jeden Fall könne man ausschließen, dass die gesamte Kruste aus dem Material besteht, das man aus Messungen der Marsoberfläche und von den Marsmeteoriten kennt. Vielmehr legen die Daten nahe, dass die oberste Krustenschicht unerwartet porös ist, meint die Forscherin. Das könnte eine Folge des intensiven Bombardements durch Einschläge von Meteoriten sein – die vielen Krater bezeugen es.

Keine irdische Plattentektonik

Mit zunehmender Tiefe steigt der Druck im Planetenkörper – die Folge der wachsenden Last des darüber liegenden Gesteins. Das gilt auch für den Mars. Auf der Reise abwärts folgt als mittleres Stockwerk die Mantelzone, genau wie in der Erde. Das Mantelgestein verhält sich zähplastisch, was eine Konvektion und somit den Transport von Wärme ermöglicht.

Im irdischen Mantel herrschen ab etwa 660 Kilometer Tiefe die notwendigen Bedingungen für die Bildung von Bridgmanit. Das Mineral bildet sich bei einem Druck von über 240.000 Bar und rund 1800 Grad Celsius. Auf der Erdoberfläche kommt es ausschließlich in Resten von Meteoriten vor. Es gehört zur Mineralfamilie der Perowskite und besteht aus Magnesium, Silizium und Sauerstoff – die chemische Formel ist MgSiO3. Der Übergang zum Bridgmanit bildet eine Zone, wo der auf- und abwärts gerichtete Transport gebremst wird. Dort ist die Konvektion von Mantelgestein also verlangsamt.

Die neuen Messungen zeigen, dass auf dem Mars erst im Eisenkern vergleichbare Druckwerte erreicht werden. Daher bremst Bridgmanit hier nicht. Auch deshalb kühlte der Mars schneller ab als die Erde.

Der Mantel des Mars besteht, ähnlich wie der obere Erdmantel, wohl hauptsächlich aus dem eisenhaltigen Mineral Olivin. Das zeigen Messungen vor Ort und Analysen von Marsmeteoriten. „Der Mantel des Mars ist mineralogisch betrachtet eine simplere Version des Erdmantels“, sagt Amir Khan von der ETH Zürich, der die neue Studie zum Mantel unserer Nachbarwelt geleitet hat.

Auf dem Mars reicht der obere, eher starre Teil des Mantels, die Lithosphäre, bis in eine Tiefe von 400 bis 600 Kilometern. Das ist doppelt so tief wie auf der Erde – und hat womöglich gravierende Folgen: „Die dicke Lithosphäre passt gut zum Modell vom Mars als One-Plate-Planet“, meint Khan. Dieser Fachausdruck besagt, dass es nur eine einzige global umfassende tektonische Platte gibt – ebenso wie bei unserem anderen Nachbarplaneten, der Venus. Dagegen sind auf der Erde mehrere große tektonische Platten in Bewegung, angetrieben durch die Umwälzungen im plastisch verformbaren Gestein des unteren Erdmantels. Dem Mars, davon gehen die meisten Forscher aus, ist eine solche Plattentektonik fremd.

Etwas differenzierter sieht es An Yin von der University of California in Los Angeles. Ihm zufolge könnte der Mars eine primitive Frühform von Plattentektonik durchlaufen haben, die einst zur Aufwölbung der vulkanischen Tharsis-Region und der Bildung des gewaltigen Canyonsystems Valles Marineris führte. Allerdings wären diese Prozesse quasi im Ansatz stecken geblieben und hätten nie ein globales Niveau wie auf der Erde erreicht, wo die Drift der tektonischen Platten seit mindestens 200 Millionen Jahren belegt ist, sagt der Geologe.

Ein überraschend großer Kern

Nur in den Messkurven von sechs Beben ließen sich die schwachen Echos erkennen, die durch Reflexionen der seismischen Wellen am Metallkern des Planeten entstehen. Sie stammen aus 24 bis 30 Kilometer Tiefe und treffen typischerweise 550 Sekunden nach den ersten Wellen ein, die den direkten Weg zur Landestelle genommen haben. Den Analysen zufolge hat der Kern einen Radius von 1830 Kilometern. Er ist damit rund 200 Kilometer größer als vor der InSight-Mission anhand der mittleren Dichte des Planeten geschätzt wurde – und folglich im Durchmesser etwa halb so groß wie der irdische Metallkern.

Ein größerer Metallkern bedeutet eine geringere Dichte. Laut Simon Stähler von der ETH Zürich weist dies darauf hin, dass der Kern neben den schweren Elementen Eisen und Nickel auch einen unerwartet hohen Anteil leichterer Elemente beherbergt. Infrage kommen neben Schwefel auch Sauerstoff, Kohlenstoff und Wasserstoff. Die neu bestimmte Kerndichte geben die Wissenschaftler mit rund 6 Gramm pro Kubikzentimeter an, der irdische Vergleichswert liegt mit 9 bis 13 deutlich höher.

Die neu ermittelte Größe des Marskerns soll noch mit einer unabhängigen Methode überprüft werden. Denn die Funksignale von InSight lassen sich sehr genau messen. Und mittels kleiner Frequenzverschiebungen, bewirkt durch den Dopplereffekt, kann man Bewegungen der Rotationsachse des Mars bestimmen, die von seinem inneren Aufbau abhängen, auch von den Ausmaßen des Kerns. Die Analyse dieser Daten dauert zurzeit noch an. „Es zeigen sich ähnliche Resultate wie bei den seismischen Daten, und sie passen zueinander“, sagte Matthias Grott vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt in Berlin Anfang September auf einer Tagung der Deutschen Physikalischen Gesellschaft.

Verschwundenes Magnetfeld

Schon jetzt ist klar, dass der Marskern flüssig sein muss – ebenso wie die äußere Schale des Erdkerns. Ob im Zentrum des Marskerns genau wie auch im Erdkern ein fester Metallkern existiert, ist aber noch unklar. Fest steht, dass der Mars kein globales Magnetfeld besitzt. Vor Milliarden Jahren war dies wohl anders. Damals hat ein aktiver Dynamoprozess, wie er noch heute in der Erde stattfindet, ein solches Feld erzeugt, vermutet der Geophysiker Amir Khan.

Ein aktiver planetarer Dynamo macht den Unterschied aus zwischen magnetischen Planeten wie Erde und Merkur und unmagnetischen wie Mars und Venus. Diese Magnetfelder entstehen im Metallkern des planetaren Körpers. Dort müssen elektrisch leitende Flüssigkeiten durch Strömungen in Bewegung kommen. Eine weitere Bedingung für einen Dynamoprozess ist eine genügend schnelle Eigendrehung des Planeten – daran mangelt es beispielsweise bei der extrem langsam rotierenden Venus.

Schon seit längerer Zeit wird magnetisches Krustengestein auf dem Mars als Relikt einer magnetisch aktiven Ära gedeutet. Anna Mittelholz und Catherine Johnson von der University of British Columbia in Vancouver haben dies mit ihren Kollegen kürzlich untermauert. Vor 3,7 Milliarden Jahren war der Marsdynamo demnach noch aktiv. So deutet das Team die magnetischen Messungen der amerikanischen Orbiter-Sonde MAVEN, die aus geringer Höhe die Magnetfelder in den Lavaströmen der äquatornahen Ebene Lucus Planum gemessen hat. Beim Erstarren soll die Lava durch das damals noch intakte Dynamofeld magnetisiert worden sein. Außerdem haben sich die beiden Kanadierinnen die Magnetometer-Daten an der InSight-Landestelle vorgenommen: Das Magnetfeld dort ist zehnmal stärker als erwartet. Daraus lässt sich schließen, dass der einstige Marsdynamo ebenso stark war wie derjenige der Erde.

Unsichtbar in der Schattenzone

Dass der Marskern so ausgedehnt ist, hat seine Entdeckung mit seismischen Methoden einerseits erleichtert. Seine große Schattenzone lässt aber auch viele Bebenwellen nicht zur InSight-Landestelle vordringen. Dazu gehören weite Teile der Vulkanregion Tharsis. Marsbeben, die dort stattfinden, sind für SEIS unsichtbar. Das könnte zu einer Unterschätzung der globalen Bebenaktivität des Planeten führen.

Anders bei der zweiten vulkanischen Provinz in der Elysium-Tiefebene, rund 1700 Kilometer östlich der Landestelle: Mehrere der aufgezeichneten Beben lassen sich der von Brüchen durchzogenen Unruhezone Cerberus Fossae zuschreiben. Nun fragen sich die Forscher: Sind die Feuerberge des Mars wirklich erloschen?