Die Mineralogie und Petrologie des Mondes

Transkript

1 Die Mineralogie und Petrologie des Mondes Susan E. Köcher Abstract. Seit 3 Milliarden Jahren existieren keine endogenen dynamischen Prozesse mehr auf dem einzigen Satelliten der Erde. Die einzige exogene Dynamik erfolgt durch das Bombardement von Meteoriten. Wahrscheinlich durch einen Zusammenstoß der Erde mit ihrem Schwesterplaneten vor 4,5 Milliarden Jahren entstanden, ähneln sich Mond und Erde in ihrer Zusammensetzung sehr. So weisen die Mare-Basalte des Mondes große Ähnlichkeiten mit der ozeanischen Kruste der Erde auf, während die Gesteine der Terrae den Plutoniten der Erde gleichen. Allgemein Der Himmelskörper, der der Erde im Weltraum am nächsten steht, ist ihr Mond. Der Satellit der Erde umkreist eben jene in 27,32 Tagen. Ebenso lang benötigt der Mond auch für die Rotation um seine eigene Achse. Aufgrund dieser zeitlichen Übereinstimmung zeigt immer dieselbe Seite des Mondes zur Erde. Die mittlere Entfernung des Mondes von der Erde beträgt km. Der Durchmesser liegt bei 3 476km, die mittlere Dichte bei 3,34g/cm 3. Die Masse des Mondes, etwa 1/81 der Erdmasse, beträgt 7, kg. Die Schwerkraft an der Oberfläche des Erdsatelliten erreicht mit 1,62m/s² nur etwa 1/6 der Schwerkraft der Erde. Somit liegt auch die

2 2 Susan E. Köcher Fluchtgeschwindigkeit mit 2,4km/s deutlich niedriger als bei der Erde mit 11,2km/s. Die Temperatur schwankt in einem Bereich von C auf der Schattenseite und 130 C auf der Sonnenseite. Diese großen Differenzen kommen durch die langsame Rotation zustande. Der Mond besitzt im Gegensatz zur Erde keine Atmosphäre, sondern lediglich eine so genannte Exoatmosphäre. Sie besteht aus Neon, Helium, Wasserstoff und Argon. Ihr Entstehen erklärt sich mit den eingefangenen Teilchen des Sonnenwindes. Neben der Atmosphäre fehlt der Mondoberfläche auch das Wasser. Dies hat zur Folge, dass keine Verwitterung oder Sedimentation erfolgen kann. Dafür existiert ein ungehindertes Bombardement von Meteoriten, welches die Mondoberfläche formt. Die höchste Erhebung beläuft sich auf 11400m. Entstehung des Mondes Über die Entstehung des einzigen Erdsatelliten gibt es viele Theorien. So wurde beispielsweise die Materialabspaltung durch die infolge hoher Rotationsgeschwindigkeit verursachte Fliehkraft angenommen. Die derzeit akzeptierte Theorie ist die der Abspaltung von Erdmaterial mit darauf folgender Mondbildung. Sie ist zeitlich anzusetzen in einer sehr frühen Phase der Erdentwicklung, etwa vor 4,5 Milliarden Jahren. Nach dieser Theorie hatte die Erde einen Schwesterplaneten Theia, welcher sich mit der Erde auf Kollisionskurs befand. Es kam zum Aufeinandertreffen der Erde mit dem etwa marsgroßen Schwesterplaneten. Allerdings erfolgte der Zusammenstoß nicht frontal,

3 Mineralogie und Petrologie des Mondes 3 sondern eher streifend. Dabei wurde durch die ungeheuren Energien Material aus Kruste und Mantel beider Körper abgespalten und in den Weltraum befördert. Das Material blieb aber in der Umlaufbahn der Erde, bildete anfangs ein scheibenförmiges Gebilde und formte sich später zu einer Kugel, dem Mond. Der Vorgang geschah in relativ kurzer Zeit innerhalb von Jahren. Anfänglich hatten Mond und Erde nur einen Abstand von km. Dabei wirkten extreme Gezeitenkräfte auf die beiden Körper, welche zu eiförmigen Deformationen führten. Doch die Rotationsgeschwindigkeit der Erde verlangsamte sich und der Mond entfernte sich. Dies tut er auch noch heute mit etwa 3cm pro Jahr. Selenologische Geschichte Nach seiner Bildung kam es bis vor 4,4 Milliarden Jahren zu einer frühen Differenziation und Krustenbildung des Mondes. Auch hier gibt es noch keine einheitliche Meinung. Im Pränectaris-Stadium, welches den Zeitabschnitt von vor 4,4 bis 3,9 Milliarden Jahren bezeichnet, war die Mondoberfläche dem extremen Bombardement von Meteoriten ausgesetzt. Dabei wurde die Mondkruste stark pulverisiert und riesige Mondkrater bildeten sich. Magma bildete sich durch partielle Aufschmelzung, ebenfalls intrudierten magnesium- und natriumreiche Plutonite und die ersten Basalte wurden gefördert. Das nächste Stadium, Nectaris- und unteres Imbrium-Stadium genannt, ist zu einer Zeit vor 3,9 bis 3,8 Milliarden Jahren angesetzt. Auch zu dieser Zeit ließen die Meteoriteneinschläge kaum nach und

4 4 Susan E. Köcher führten zur Bildung weiterer Becken. Schuttströme sorgten für eine fast vollständige Bedeckung der Mondoberfläche mit Regolith. Im oberen Imbrium-Stadium vor 3,8 bis 3,2 Milliarden Jahren kam es zu der hauptsächlichen Förderung der Mare-Basalte. Die Lava floss aus Spalten aus und lagerte sich in Form von Decken ab oder sie intrudierte oberflächennah als Lagergänge. Die partielle Anatexis erfasste immer tiefere Zonen des Mondmantels und so entstanden die Magmen der High-Ti-Gruppe. Ein starker Vulkanismus bildete krustale Schuttdecken. Auch basaltisches Material aus dem Mondmantel wurde zu der Zeit durch den explosiven Vulkanismus gefördert. Ab 3,0 Milliarden Jahren nahm die Anzahl der Impaktereignisse ab. Die Meteoriteneinschläge, zu denen es noch kam, zerkleinerten die Gesteine und wälzten die daraus entstandenen Regolithdecken um. Auch der Vulkanismus ging auf ein Minimum zurück. Die Mondoberfläche ist heute gezeichnet von Maren, Gebirgen und Ringgebirgen. Die Gebirgszüge tragen Namen irdischer Gebirge, während die Ringgebirge nach Astronomen und Naturforschern benannt sind. Regolith Durch das Fehlen einer Atmosphäre ist die Mondoberfläche einem ständigen Beschuss durch Meteoriten aus dem Weltall ausgesetzt. Durch die hohen Energien und die extremen Temperaturschwankungen werden die Gesteine der Mondoberfläche geradezu pulverisiert. Das dadurch entstandene Gesteinsmaterial wird Rego-

5 Mineralogie und Petrologie des Mondes 5 lith genannt. Dieser besteht folglich aus dem Material der Mondoberfläche, aber auch aus Bestandteilen, die mit den Einschlägen einhergingen. Der Regolith weist eine geringe Wärmeleitfähigkeit auf. Es existiert ein breites Kornspektrum, welches von dem Grad der Zermahlung nach Einschlägen abhängig ist. Das bedeutet, dass auch größere Gesteine und Felsen mit zum Regolith gerechnet werden. Hinzu kommen aber auch Gläser, entstanden durch den Druck und die Temperatur beim Meteoriteneinschlag. Diese bilden einen nicht zu vernachlässigenden Bestandteil des Regoliths, da glasige Anteile an manchen Stellen bis zu 50% des Regoliths ausmachen. Abgesehen von den sehr jungen Kratern wird die gesamte Mondoberfläche von Regolith bedeckt. Somit verwischen die Abzeichnungen der Strukturen auf der Mondoberfläche ganz erheblich. Da das Magnetfeld des Mondes sehr schwach ist, können die Teilchen des Sonnenwindes ebenfalls ungehindert auf der Mondoberfläche auftreffen. Dabei werden Elemente wie Wasserstoff, Helium, Neon, Kohlenstoff und Stickstoff dem Regolith zugeführt. Der Sonnenwind hat eine Eindringtiefe von etwa einem Meter. Somit bekommen bestimmte Anteile der Gesteine mehr Bestrahlung ab als andere. Aufgrund der Meteoriteneinschläge kommt es zu ständigen Oberflächenveränderungen. Radiometrische Datierungen geben Aufschluss darüber, wann jene Gesteine an der Oberfläche waren und somit können Erkenntnisse über Sonnenwind und kosmische Strahlung gewonnen werden. Aufgrund der fehlenden Atmosphäre und des nichtvorhandenen Wassers gibt es keine chemische Verwit-

6 6 Susan E. Köcher terung. Somit fehlen auch die dafür typischen Minerale wie zum Beispiel die Tonminerale. Maria In den Anfängen der Mondforschung hielt man die dunklen Erscheinungen auf der Mondoberfläche für Meere, weshalb sie nach Giovanni Riccioli Maria, Einzahl: Mare, genannt wurden. Diese Flächen bedecken 31,2% der erdzugewandten Seite und 2,6% der erdabgewandten Seite. Heute ist bekannt, dass die Maria fast ebene Flächen sind, die mit Basaltlaven bedeckt sind. Dies entstand, als im Inneren der kreisförmigen Becken, welche durch Meteoriteneinschläge entstanden sind, Lava zu Decken erstarrt ist. Da dies in einer frühen Phase der Entwicklung geschah, etwa vor 3,1 bis 3,8 Milliarden Jahren, war der Mondmantel noch flüssig. Das bedeutet, dass die Meteoriten die Mondkruste aufrissen und so Magma an die Oberfläche austreten konnte. Da die Mächtigkeit der Mondkruste der erdzugewandten Seite viel geringer ist, kam es dementsprechend öfter zu Magmenaustritten. Dies erklärt die größere Flächenbedeckung mit Maria auf der erdzugewandten Seite. Die Basalte werden von einer 2 bis 8m dicken Regolithschicht bedeckt. Die Mare-Basalte entstanden hauptsächlich vor 3,1 bis 3,8 Milliarden Jahren, in einer frühen Phase der Mondentwicklung, also in einer Zeitspanne von 700 Millionen Jahren. Die Mare-Basalte bestehen aus mehreren Varianten tholeiitischer Basalte. Diese weisen große Ähnlichkeiten mit den Basalten der

7 Mineralogie und Petrologie des Mondes 7 ozeanischen Kruste der Erde auf. Wahrscheinlich traten die extrem dünnflüssigen Laven aus Spalten aus und stapelten sich übereinander. So entstanden Lavadecken mit einer Mächtigkeit von durchschnittlich 400m. Die Mare-Basalte sind aluminiumarm. Im Vergleich mit den Basalten der Erde weisen sie auch geringere Gehalte an Natrium und Silizium auf. Es fehlen völlig Minerale mit dreiwertigem Eisen. Auch wasserhaltige Minerale sind nicht anzutreffen und hydroxidhaltige Minerale äußerst selten. Man kann somit von der vollständigen oder fast vollständigen Abwesenheit von wasserhaltigen Fluiden ausgehen. Die Mare-Basalte lassen sich anhand ihrer chemischen Zusammensetzung in drei Gruppen einteilen. High-Ti-Gruppe (FETI): sehr reich an zweiwertigem Eisen und Titan, weitere Minerale sind Pyroxen, Plagioklas und Ilmenit, Olivin kann vorhanden sein Low-Ti-Gruppe: 1,5-9% Rutil Very-Low-Ti-Gruppe (VLT): weniger als 1,5% Rutil Die Unterschiede im Chemismus lassen sich mit der fraktionierten Kristallisation beim Aufstieg der Magmen und mit dem unterschiedlichen Fortschreiten der partiellen Aufschmelzung im Mondmantel erklären.

8 8 Susan E. Köcher Terrae In der Frühentwicklung der Mondforschung wurden die Hochländer des Mondes als Kontinente angesehen und tragen deshalb den Namen Terrae. Hier finden sich mehr Krater als bei den Maria. Die Hochländer entstanden vor 3,8 bis 4,5 Milliarden Jahren und sind somit älter als die Maria. Sie werden von einer 15m mächtigen Regolithschicht bedeckt. Die Hochländer werden durchschnitten von Tälern, welche Vallis genannt werden. Diese Täler können hunderte Meter tief und hunderte Kilometer lang sein. Es existieren auch Gebirge in den Hochländern, welche Höhen von 10km erreichen. Über ihre Entstehung gibt es mehrere Theorien. So ist der Mond während seiner Abkühlung geschrumpft und somit wölbten sich Teile der Kruste zu Faltengebirgen auf. Es kann sich aber auch um die Reste von Kraterwänden handeln. Die Gesteine der Hochländer weisen hauptsächlich ein hypidiomorphes Gefüge auf, womit sie den Plutoniten der Erde ähneln. Die Gesteine bauen sich überwiegend aus Anorthositen, Noriten und Troktolithen auf und gehören zur so genannten ANT-Gruppe. Auch hier lässt sich wie bei den Basalten der Maria eine geochemische Gliederung vornehmen. Anorthosite bis anorthositische Gabbros, sie bestehen hauptsächlich aus Plagioklas (Calcium- und Aluminiumreich) Magnesium-Gruppe, besteht aus Noriten, Gabbronoriten, Gabbros und Troktolithen, Gesteine sind deutlich reicher an Mafiten

9 Mineralogie und Petrologie des Mondes 9 Alkali-Gruppe, fließender Übergang zur Magnesium- Gruppe, setzen sich zusammen aus alkalische Anorthositen und Gabbronoriten, aus Graniten und Rhyolithen, die letzteren sind aber nur in kleinen Fragmenten angetroffen worden, niedrige Eisen- und hohe Calcium-Gehalte In den Hochländern des Mondes gibt es aber auch Basalte, die so genannten KREEP-Basalte. Diese haben hohe Gehalte an Kalium, den Seltenen Erden, Phosphor, Uran, Barium und Zirkonium. Sie treten meist als Glas oder als Meta-Brekzie auf. Ihre Entstehung gibt noch einige Rätsel auf, aber wahrscheinlich entstanden die KREEP- Basalte beim partiellen Aufschmelzen von Gesteinen der ANT- Gruppe. Aufbau des Mondes Generell nimmt man für den Mond einen ähnlichen schalenförmigen Aufbau wie den der Erde an (Kern-Mantel-Kruste, siehe Abb.1). Die Mondkruste ist von einer Regolithschicht bedeckt, welche mehrere Kilometer Mächtigkeit erreicht. Der obere Bereich der Mondkruste besteht aus anorthositischem Gabbro und aus den Basalten der Maria. Der untere Teil der Kruste besteht aus Norit. Ihre Mächtigkeit beträgt auf der erdzugewandten Seite 60km und auf der erdabgewandten Seite 86km. Der obere Mondmantel hat eine durchschnittliche Dichte von 3,29g/cm 3. Er setzt sich zusammen aus Kumulaten von Olivin. Der untere Teil des oberen Erdmantels besteht aus refraktärem Dunit.

10 10 Susan E. Köcher Dieser blieb zurück nach dem partiellen Aufschmelzen der basaltischen Magmen. Bei einer Tiefe von 350 bis 400km befindet sich die Grenze vom oberen zum unteren Mondmantel. Hier geht der Dunit in einen Olivin-Pyroxenit über. Dieser ist sehr eisenreich. Seine durchschnittliche Dichte befindet sich bei 3,49g/cm 3. In diesem Bereich des Mantels, etwa bei einer Tiefe von 1000km, liegen die Herde der seismischen Aktivität. Über den Aufbau des Kerns herrscht bis heute noch keine einheitliche Meinung. Aufgrund der gewonnenen seismischen Daten wäre die Existenz eines Eisen-Nickel-Kerns möglich. Dieser würde aber nicht mehr als 2% der Mondmasse in Anspruch nehmen. Wahrscheinlich ist der Kern auch nicht flüssig, bestenfalls erweicht, wie sich am Fehlen des Magnetfeldes vermuten lässt.

11 Mineralogie und Petrologie des Mondes 11 Aufbau des Mondes Kruste Regolithschicht, darunter anorthositischer Gabbro und Basalt, darunter Basalt Oberer Mantel Dichte 3,29g/cm3; setzt sich aus Kumulaten von Olivin zusammen 80km 400km Unterer Mantel Dichte 3,49g/cm3 Olivin-Pyroxenit Kern bestehend aus Eisen und Nickel 1400km 1738km Abb.1 Mineralogie des Mondes Fast alle Gesteine, die auf dem Mond zu finden sind, beinhalten anorthitreichen Plagioklas und diverse Klinopyroxene. Zu letzteren zählen z.b.: Augit, Titanaugit, Hedenbergit, und Pigeonit. In den Gesteinen der Hochländer sind auch Orthopyroxene präsent. Auch Olivin ist häufig vertreten. In den Mare-Basalten gibt es verschiedene SiO 2 Modifikationen, wie Christobalit und Tridymit. Quarz ist nur sehr selten vorhanden. Die Silikate Tranquillityit und Pyroxferroit wurden bisher nur auf dem Mond gefunden. Ilmenit ist ein sehr verbreitetes Mineral in den Mondgesteinen: Oft bildet es gar den Hauptmengenanteil.

12 12 Susan E. Köcher In seltenen Graniten und Rhyolithen existieren auch sehr ungewöhnliche Feldspäte, die unter Ungleichgewichtsbedingungen kristallisiert sind. Dies wird erkennbar an ihrer Zusammensetzung An 50 Or 40 Ab 10, die in der eigentlichen Mischungslücke liegt. Des Weiteren finden sich an Mineralen im Mondgestein akzessorisch Spinell, Zirkon, Chromit und hydroxidfreier Apatit. Trotz des vermutlich gemeinsamen Ursprungs haben Mond und Erde aufgrund der extrem unterschiedlichen Gegebenheiten (Hydro-, Atmosphäre) so verschiedene Entwicklungen hinter sich, dass man schon genau hinschauen muss um die Zusammenhänge zu erkennen. Pyroxen (Mg, Ca, Fe, Al, Ti, Cr)SiO 3 wenig Na und K Feldspat Oft Anorthit und Bytownit, wenig K Olivin Oft Mg-reich Spinell MgAl 2 O 4 in Mg-reichen Gesteinen Pseudobrookit Wenig Cr und Zr in FETI- Basalten und hoher Gehalt von Cr und Zr in metamorphen Mgreichen Gesteinen Phosphate Viel REE, Cl und F Zr-Minerale Typisch für KREEP-Basalte, vorhanden in FETI-Basalten Silikate Tridymit, Christobalit und Quarz Eisenreiche Minerale Vor allem in FETI-Basalten Die wichtigsten Minerale der Mondgesteine (nach Joseph V. Smith. Lunar Mineralogy 1974)

13 Mineralogie und Petrologie des Mondes 13 Quellen Autorenkollektiv. Weltall Erde Mensch, 1968 Verlag Neues Leben, Berlin Boris A. Woronzow-Weljaminow. Das Weltall, 1978 Urania-Verlag, Leipzig, Berlin, Jena Autorenkollektiv. Raketen Satelliten Raumstationen, 1979 VEB Fachbuchverlag, Leipzig Martin Okrusch, Siegfried Matthes. Mineralogie. Eine Einführung in die spezielle Mineralogie, Petrologie und Lagerstättenkunde, 2005 Springer-Verlag, Berlin, Heidelberg Joseph V. Smith. Lunar Mineralogy. A Heavenly Detective Story, Volume 59, 1974 Joseph V. Smith, Ian M. Steele. Lunar Mineralogy. A Heavenly Detective Story, Volume 61, 1976