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Lunare Stratigraphie und Geologie

Autor: Mathias Scholz

Die Ausbildung der grundlegenden Oberflächenmorphologie des Erdmondes war im wesentlichen bereits vor 3 Milliarden Jahren beendet, als Flutbasalte einige der großen, durch Impakte entstandenen Becken auffüllten. Danach wurde die Oberfläche nur noch relativ geringfügig durch Meteoriteneinschlag verändert. Erosion in der Art, wie man sie von der Erde her kennt, gibt es auf dem atmosphärenlosen Mond nicht so daß einmal entstandene Oberflächenformen lange Zeiträume überstehen können. Aus kosmogonischen Überlegungen folgt außerdem, daß die ober- flächenformenden Impakte seit der Entstehung des Mondes kontinuierlich abgenommen haben so daß sie bereits nach etwas mehr als einer Milliarde Jahre im Vergleich zu der Zeit davor nur noch vereinzelt auftraten. Deshalb kann man auch anhand von Kraterstatistiken so etwas wie eine „lunare Stratigraphie“ entwickeln, über die sich die Entstehungszeiträume bestimmter Oberflächenstrukturen zueinander in Beziehung setzen lassen. Diese zeitliche Reihenfolge kann im Fall des Erdmondes sogar absolut geeicht, d.h. mit echten Zeitmarken versehen werden, da sich mittels radiochemischer Methoden das Alter der bei den Mondmissionen eingesammelten Gesteinsproben bestimmen läßt. Damit ergibt sich für die Geschichte der Mondoberfläche in etwa folgendes Bild:

Diese Epoche beschreibt den zeitlichen Bereich zwischen der Bildung der ersten festen Kruste des Mondes bis zum Nectaris-Impakt, aus dessen Multiringstruktur sich durch Magmaüberflutungen das Mare Nectaris gebildet hat. Es liegt auf der Mondvorderseite zwischen dem Mare Tranquillitatis und dem Mare Fecundidatis und wird westlich durch die Mond-Pyrenäen begrenzt. Der größte Teil der hellen und stark zerkraterten Mondhochländer wird dem pre-Nectarian zugeordnet. Es dokumentiert die Zeit, wo der Mond dem stärksten Meteoritenbombardement seiner Geschichte ausgesetzt war.

Nectarian (nektarisches Zeitalter, zwischen 3.92 und 3.85 Milliarden Jahre)

Zum nektarischen Zeitalter werden alle Oberflächenstrukturen und Deposite gerechnet, die zwischen dem Nectaris-Impact und der Bildung des Mare Imbrium-Impaktbeckens entstanden sind. Dazu gehören das Mare Crisium und das Mare Serenitatis sowie einige andere Multiringstrukturen.

Imbrian (imbrisches Zeitalter, zwischen 3.85 und 3.15 Milliarden Jahre)

Gewöhnlich wird das Imbrian in zwei Unterabschnitte geteilt. Im unteren Imbrian entstanden die Becken, die heute das Mare Imbrium und auf der Mondrückseite das Mare Orientale bilden wobei der Mare-Imbrium-Impakt den Beginn und der Mare Orientale-Impakt das Ende dieser Unterepoche kennzeichnen. Danach folgt das „obere Imbrian“, dessen Ende sich aus dem Verschwinden einer Klasse von Kratern bestimmter Größe durch Erosionsprozesse (Überprägung durch kleinere Impakte) statistisch ergibt.

Eratosthenian (eratosthenisches Zeitalter, zwischen 3.15 und ungefähr 1 Milliarde Jahre)

Die eratosthenische Epoche schließt sich an das Imbrian an und umfaßt über 3 Milliarden Jahre, die durch eine dramatische Abnahme der Impakthäufigkeiten und damit Kraterbildungen gekennzeichnet sind.

Copernican (kopernikanisches Zeitalter, begann vor ca. 1 Milliarde Jahre)

Zu dieser jüngsten Epoche der Mondoberfläche gehören alle Krater mit ausgedehnten Strahlenstrukturen, wie man sie von Tycho, Kepler und dem Kopernikus-Krater her kennt. Diese Strukturen, die besonders zur Vollmondzeit gut sichtbar sind, zeugen von relativ frisch ausgeworfenem Materials, die man als Ejekta bezeichnet. Dagegen sind Ejekta aus früheren Epochen durch die Einwirkung von solarer und kosmischer Strahlung soweit „abgedunkelt“, daß sie nicht mehr auffallen. Der Krater Kopernikus im Oceanus Procellarum ist nur ein auffälliger Vertreter dieser Strahlenkrater. Seine Entstehung vor ca. 800 Millionen Jahren markiert jedoch nicht den Beginn des Copernican auf dem Mond.

Die Terrae (z.B. besonders eindrucksvoll im Bereich des Mond-Südpols) sind einige Hundert Millionen Jahre älter als die Mare-Gebiete und werden deshalb dem pre-Nectarian zugeordnet. Sie liegen gewöhnlich höher als die Mare und stellen die sichtbaren Überreste des „großen Bombardements“ aus der Frühzeit des Sonnensystems dar. Viele der Hochland-Krater sind mehr als 4 Milliarden Jahre alt. Seit die Apollo-Astronauten und die russischen Luna-Sonden Mondgestein auf die Erde brachten (insgesamt 382 kg), kann man detaillierte Aussagen über die Geologie des Mondes machen. Insbesondere wurden dadurch Altersbestimmungen mittels radioaktiver Datierungsmethoden möglich, die eine absolute Datierung von Mare- und Hochlandgebieten erlaubten. Die folgende Tabelle enthält einige typische Mondgesteine und ihr ungefähres Alter.

Gesteinsart Zusammensetzung, wichtige Bestandteile Alter (in Mrd. Jahre)
Magnesiumreiche Gesteine (Hochland) Plagioklas, Olivin und Pyroxen 4.4 – 4-3
Anorthosit (feldspatreicher Basalt) Plagioklas (ist für die helle Färbung verantwortlich) ~ 4.5
Impaktite bei Impakten aufgeschmolzene und anschließend erstarrte Gesteine, enthalten insbesondere Impaktgläser 4.0 – 3.8
Impaktbrekzien Gesteinbruchstücke die durch die beim Impakt entstehenden Temperaturen und Drücke zusammenzementiert wurden. Die Gesteinsbruchstücke können selbst auch Brekzien sein. Bis heute (Impakte treten auch gegenwärtig noch auf – wenn auch selten)
Basalte vulkanischer Ursprung (aus Spalten ausgetretenes Mantelmaterial – Flutbasalte). Feinkörnig bis glasig Material, das. reich an Eisen und Magnesium ist aber. kein Wasser. enthält 3.8 – 3.1, lokal auch jünger

Die Mondoberfläche selbst ist mit einer bis zu 20 Meter dicken Schicht aus Regolith bedeckt. Darunter versteht man das aus Impakten stammendes pulverisiertes Trümmergestein, das wegen seiner Konsistenz manchmal auch als „Mondstaub“ bezeichnet wird. Es ist ständig einem Bombardement aus Mikrometeoriten sowie der kosmischen als auch der solaren Strahlung ausgesetzt. Durch die Partikelstrahlung der Sonne erfolgt ein Eintrag von Edelgasen, insbesondere Helium. Aus deren Konzentration läßt sich das sogenannte Bestrahlungsalter des oberflächennahen Regoliths bestimmen (soweit Proben vorliegen) und damit wiederum Datierungen von Mondimpakten vornehmen.

Auffällig ist die sogenannte Dichotomie des Mondes: die Mare-Gebiete konzentrieren sich fast ausschließlich auf der erdzugewandten Seite. Die Mondrückseite besteht dagegen aus Hochlandgebieten, die im Schnitt auch eine größere Höhe über dem Bezugsradius erreichen. Das führt dazu, daß das Zentrum, welches sich aus der Figur des Mondes ergibt, nicht mit dem Massemittelpunkt zusammenfällt. Der Versatz beträgt nach neueren Messungen 1.68 km (die Verbindungslinie Figurenzentrum – Massezentrum zeigt in Richtung Erde). Diese Beobachtung impliziert, daß die Mondkruste der erdabgewandten Seite mächtiger ist als die der Vorderseite. Dort gibt es durchaus auch große, durch Impakte erzeugte Beckenstrukturen. Nur erreichten sie nicht die Tiefe, um von aufquellenden basaltischen Magmen aus dem vor 3 Milliarden Jahren noch flüssigen Mantelbereich ausgefüllt zu werden.

Minerale, die auf dem Mond nachgewiesen wurden (nach Marvin, 1973)

In den Gesteinsproben, die bei den Apollo-Missionen eingesammelt oder durch die Luna-Sonden zur Erde transportiert wurden, konnten eine Vielzahl von Mineralien nachgewiesen werden. In der folgenden Tabelle werden sie mit ihren Namen und ihrer chemischen Zusammensetzung aufgelistet. Die meisten davon gibt es auch auf der Erde. Minerale, die nur in geringer Menge in den Gesteinen vorhanden sind und damit für deren Aufbau keine oder nur eine geringe Bedeutung haben, werden als akzessorische Minerale bezeichnet. REE kürzt die sogenannten „Seltenen Erden“ (d.h. die Elemente der 3. Hauptgruppe des Periodensystems (mit Ausnahme von Actinium) sowie die Lanthanoide) ab, die in manche Minerale eingebaut sind.

Hauptminerale

Bezeichnung Kürzel
Pyroxen (Mg,Fe,Ca) 2 Si 2 O 6
Plagioklas (Ca,Na)(Al,Si) 4 O 8
Olivin (Mg,Fe) 2 SiO 4
Kalifeldspat (Anorthit) K Al Si O 8 + Ba

Akzessorische Minerale

Bezeichnung Kürzel
Ilmenit FeTiO 3
Chromit FeCr 2 O 4
Ulvöspinell Fe 2 Ti O 4
Spinell Mg Al 2 O 4
Pleonast (Fe,Mg)(Al,Cr) 2 O 4
Perowskit Ca Ti O 3
Dysanalyt Ca REETi O 3
Rutil Ti O 2
Nb-REE-Rutil (Nb,Ta)(Cr,V,Ce,La)Ti O 2
Baddeleyit Zr O 2
Zirkon ZrSi O 4 + REE, U, Th, Pb
Whitlockit Ca 3 (PO 4) 2 + REE, U, Th
Zirkelit Ca Zr Ti O 5 + Y, REE, U, Th, Pb
Amphibol (Na, Ca, K)(Mg, Fe, Mn, Ti, Al) 5 Si 8 O 22 (F)
Eisen Fe
Kupfer Cu
Nickeleisen (Fe, Ni, Co)
Troilit FeS
Cohenit Fe 3 C
Schreibersit (Fe, Ni) 3 P
Korund Al 2 O 3
Goethit FeOOH
Armalcolit (Fe, Mg) Ti 2 O 5
Tranquillityt (Fe, Y, Ca, Mn)(Ti, Si, Zr, Al, Cr) O 3
Pyroxferroit CaFe6 (SiO 3) 7

Die in den Klammern in den Summenformeln angegebenen Elemente können einander ersetzen.

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