Vulkanismus auf dem Mond - Volcanism on the Moon

Die dunklen und relativ unscheinbaren Mondebenen, die mit bloßem Auge deutlich zu sehen sind, sind riesige verfestigte Becken aus alter Lava, die Maria genannt wird .

Vulkanismus auf dem Mond wird durch das Vorhandensein von Vulkanen , pyroklastischen Ablagerungen und riesigen Lavaebenen auf der Mondoberfläche dargestellt. Die Vulkane haben typischerweise die Form kleiner Kuppeln und Kegel, die große Vulkankomplexe und isolierte Gebäude bilden. Calderas , großflächige Kollapsstrukturen , die im Allgemeinen spät in einer vulkanischen Eruptionsepisode gebildet werden, sind auf dem Mond außergewöhnlich selten . Mondpyroklastische Ablagerungen sind das Ergebnis von Lavafontäneneruptionen aus mit flüchtigen Stoffen beladenen basaltischen Magmen, die schnell aus tiefen Mantelquellen aufsteigen und als Magmaspray ausbrechen und winzige Glasperlen bilden. Es wird jedoch angenommen, dass auch pyroklastische Ablagerungen auf dem Mond existieren , die durch weniger häufige nicht-basaltische explosive Eruptionen gebildet werden. Mondlavaebenen bedecken große Teile der Mondoberfläche und bestehen hauptsächlich aus voluminösen Basaltströmen. Sie enthalten eine Anzahl von vulkanischen Merkmalen im Zusammenhang mit der Kühlung von Lava, einschließlich Lavaröhren , rilles und Knicke Graten .

Der Mond war während eines Großteils seiner Geschichte vulkanisch aktiv, wobei die ersten Vulkanausbrüche vor etwa 4,2 Milliarden Jahren stattfanden. Der Vulkanismus war vor 3,8 bis 3 Milliarden Jahren am intensivsten, während dieser Zeit entstand ein Großteil der lunaren Lavaebenen. Ursprünglich wurde angenommen, dass diese Aktivität vor etwa 1 Milliarde Jahren zum Erliegen gekommen ist, aber neuere Beweise deuten darauf hin, dass in den letzten 50 Millionen Jahren ein kleinerer Vulkanismus aufgetreten sein könnte. Heute hat der Mond keine aktiven Vulkane, obwohl eine beträchtliche Menge Magma unter der Mondoberfläche verbleiben kann.

Erste Eindrücke

Im Jahr 1610 interpretierte der italienische Astronom Galileo Galilei die Lavaebenen des Mondes als Meere, als er den Mond durch das weltweit erste Teleskop beobachtete. Galilei nannte sie daher Maria nach dem lateinischen Wort für "Meere". Die schüsselförmigen Vertiefungen, die über die Mondlandschaft verteilt sind, wurden erstmals 1665 vom britischen Chemiker Robert Hooke als Vulkane bezeichnet . Ihr vulkanischer Ursprung wurde durch ihre Ähnlichkeit mit den Kratern der Phlegräischen Felder in Italien gestützt , obwohl sie viel größer sind. Der französische Astronom Pierre Puiseux vermutete, dass die Krater des Mondes kollabierte Vulkandome waren, die alle ihre Gase abgelassen hatten. Pierre-Simon Laplace , ein weiterer Französisch Astronom schlug im 18. Jahrhundert , dass Meteoriten war vulkanische Geschosse aus ausgeworfen Mondkratern bei großen Eruptionen. Der britische Astronom William Herschel behauptete in einer seiner frühen Arbeiten, Ende des 18. Jahrhunderts drei Vulkane auf dem Mond gesehen zu haben, die sich später als Erdschein herausstellten .

Der Ursprung der Mondkrater blieb umstritten in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts, mit Vulkan Anhänger argumentieren , dass hellen Strahlen einiger Krater Auffächerung waren Streifen von vulkanischer Asche ähnlich denen bei gefunden Aso in Japan. Astronomen berichteten auch von Lichtblitzen und roten Wolken über den Kratern Alphonsus und Aristarchus . Während des Apollo-Programms (1961-1972) gesammelte Beweise und von unbemannten Raumfahrzeugen aus der gleichen Zeit bewiesen schlüssig, dass ein Meteoriteneinschlag oder ein Einschlag von Asteroiden bei größeren Kratern der Ursprung fast aller Mondkrater war und infolgedessen die meisten Krater auf anderen auch Körper.

Merkmale

Nach dem Einschlagkrater ist Vulkanismus der dominanteste Prozess, der die Mondkruste verändert hat . Ein Großteil dieser Modifikation ist aufgrund des Fehlens von Plattentektonik auf dem Mond erhalten geblieben, so dass sich die Mondoberfläche im Laufe der geologischen Geschichte des Mondes unbedeutend verändert hat. Der Mondvulkanismus ist hauptsächlich auf die nahe Seite des Mondes beschränkt, wo basaltische Lavaebenen das vorherrschende vulkanische Merkmal sind. Im Gegensatz dazu stellen positive topografische Merkmale wie Kuppeln, Kegel und Schilde nur einen winzigen Bruchteil der vulkanischen Mondaufzeichnungen dar. Auf beiden Seiten des Mondes wurden Vulkane und Lavaebenen gefunden.

Lavaebenen

Der größte Teil der dunklen Region besteht aus Oceanus Procellarum und kleineren Stuten wie Imbrium und Serenitatis , die in seinem Ring sitzen. Links von der Mittellinie ist das eigentliche Procellarum.

Die Mond-Maria sind große Basaltebenen, die mehr als 15% der Mondoberfläche bedecken. Sie sind die offensichtlichsten vulkanischen Merkmale auf dem Mond, die mit bloßem Auge als dunkle topographische Merkmale erscheinen. Viele neigen dazu, den Boden großer Einschlagsbecken zu bedecken und haben daher typischerweise einen kreisförmigen Umriss, wobei einige kleinere Maria die Böden der Einschlagskrater füllen. Die großen Mondmaria haben eine Größe von über 200 km (120 Meilen) bis etwa 1.400 km (870 Meilen) und werden nur von dem größeren Oceanus Procellarum übertroffen , der einen Durchmesser von ungefähr 2.590 km (1.610 Meilen) hat. Ihre Mächtigkeit liegt typischerweise zwischen etwa 500 und 1.500 m (1.600 bis 4.900 ft), wobei einzelne Lavaströme zwischen 10 und 20 m (33 bis 66 ft) dick sind. Dies legt nahe, dass jede Stute das Produkt mehrerer überlappender eruptiver Ereignisse ist.

Das Alter der Stutenbasalte wurde sowohl durch direkte radiometrische Datierung als auch durch die Technik der Kraterzählung bestimmt . Das radiometrische Alter reicht von etwa 3,16 bis 4,2 Milliarden Jahren, während das jüngste aus der Kraterzählung ermittelte Alter etwa 1,2 Milliarden Jahre beträgt. Nichtsdestotrotz scheint die Mehrheit der Stutenbasalte vor etwa 3 bis 3,5 Milliarden Jahren ausgebrochen zu sein. Die wenigen basaltischen Eruptionen, die auf der anderen Seite des Mondes aufgetreten sind, sind alt, während die jüngsten Strömungen im Oceanus Procellarum auf der nahen Seite zu finden sind. Während viele der Basalte entweder in tief liegenden Einschlagbecken ausbrachen oder in diese flossen, entspricht die größte Ausdehnung vulkanischer Einheiten, Oceanus Procellarum, keinem bekannten Einschlagsbecken.

Der Grund, warum sich die Stutenbasalte überwiegend auf der nahen Halbkugel des Mondes befinden, wird von der wissenschaftlichen Gemeinschaft noch diskutiert. Basierend auf den Daten der Lunar Prospector- Mission scheint es, dass sich ein großer Teil des Mondinventars an wärmeerzeugenden Elementen (in Form von KREEP ) in den Regionen Oceanus Procellarum und dem Imbrium-Becken befindet, einer einzigartigen geochemischen Provinz, die jetzt bezeichnet wird als das Procellarum KREEP Terrane . Während die Steigerung der Wärmeproduktion innerhalb des Procellarum KREEP Terrans mit Sicherheit mit der Langlebigkeit und Intensität des dort gefundenen Vulkanismus zusammenhängt, ist der Mechanismus, durch den sich KREEP in dieser Region konzentrierte, nicht einig.

Beispiele

Stute Moscoviense

Stute Smythii

Vulkane

Auf dem Mond gibt es eine Reihe von Kuppeln und Kegeln, aber solche Merkmale haben sich wahrscheinlich anders gebildet als auf der Erde. Da die Schwerkraft auf dem Mond nur ein Sechstel der Schwerkraft auf der Erde beträgt, ist der Mondvulkanismus in der Lage, Ejekta viel weiter zu schleudern , sodass sich in der Nähe des Schlots wenig ansammeln kann. Anstelle eines Vulkankegels sollten solche Mondausbrüche eine breite, dünne Schicht um den Schlot bilden. Auf der Erde bilden sich Lavadome aus sehr dicken, pastösen Laven. Basaltische Laven sind flüssiger und neigen dazu, breite, flache Lavaströme zu bilden. Auf dem Mond scheinen die meisten Kuppeln und Kegel aus Basalt zu bestehen. Daher ist es unwahrscheinlich, dass sie sich wie Erdkuppeln aus dicken, nicht basaltischen Laven gebildet haben. Stattdessen können die Mondkuppeln und -kegel Orte markieren, an denen die ausgebrochenen Basalte gerade noch geschmolzen waren.

Mons Rümker , ein Vulkankomplex in Oceanus Procellarum

Mondkuppeln sind selten isoliert zu finden. Stattdessen bilden sie sich häufiger in Gruppen in den Lavaebenen des Mondes. Ein prominentes Beispiel sind die Marius Hills , einer der größten Vulkankomplexe auf dem Mond. Sie bestehen aus mehreren Kegeln und Kuppeln, die den Gipfel einer breiten topographischen Dünung besetzen, die das Mondäquivalent eines Schildvulkans sein kann . Der Komplex erhebt sich 100 bis 200 m (330 bis 660 ft) aus den umliegenden Ebenen und bildet ein 35.000 km ² (14.000 Quadratmeilen) großes Lavaplateau. Insgesamt wurden 59 Kegel und 262 Kuppeln mit einem Durchmesser von 2 bis 25 km (1,2 bis 15,5 Meilen) identifiziert.

Mons Rümker ist eine kleinere Anlage, die im Aussehen den Mariusbergen ähnelt. Es umfasst ein Plateau mit einer Fläche von etwa 2.000 km ² (770 Quadratmeilen) und erhebt sich 200 bis 1.300 m (660 bis 4.270 ft) über die umgebende Oberfläche. In Mons Rümker wurden drei Hauptbasalteinheiten mit einem Alter von 3,51 bis 3,71 Milliarden Jahren identifiziert, obwohl die jüngsten vulkanischen Merkmale steilwandige Kuppeln auf der Plateauoberfläche sein können, da sie Anzeichen dafür zeigen, dass sie bis zum Eratosthenium aktiv waren . Mehr als 20 Kuppeln überragen das Plateau und sind die markantesten vulkanischen Landschaftsformen von Mons Rümker.

Die Gruithuisen Domes im nordwestlichen Mare Imbrium bestehen aus zwei vulkanischen Bauwerken: Mons Gruithuisen Gamma im Norden und Mons Gruithuisen Delta im Süden. Sie liegen am Rand eines Einschlagskraters und unterscheiden sich farblich von den umgebenden Gesteinen. Die Kuppeln könnten einen seltenen Fall von nicht-basaltischem Vulkanismus auf dem Mond darstellen. Mons Hansteen , eine grob dreieckige Kuppel am Südrand von Oceanus Procellerum, ist ein weiteres Beispiel für einen seltenen nicht-basaltischen Mondvulkan. Es besteht aus silikatischem Material, das vor etwa 3,5 bis 3,7 Milliarden Jahren aus Schloten entlang nordöstlich, nordwestlich und südwestlich verlaufender Brüche ausgebrochen ist.

Der Compton-Belkovich Volcanic Complex (CBVC) ist ein 25 km (16 Meilen) breiter und 35 km (22 Meilen) langer Nicht-Mare- Komplex auf der anderen Seite des Mondes. Es unterscheidet sich von anderen vulkanischen Mondmerkmalen aufgrund seiner entwickelten Lithologie , der regionalen tektonischen Umgebung, seiner Lage in der Nähe des Nordpols , weit vom Procellarum KREEP Terrane und seiner kürzlichen Verbindung mit endogenem Wasser. In der Mitte des CBVC liegt eine unregelmäßig geformte Vertiefung, die von Verwerfungssteilen begrenzt wird, von der angenommen wird, dass es sich um eine Caldera handelt. Im Westen befindet sich ein etwa 10 km (6,2 Meilen) breites und 18 km langes Feature namens West Dome. Ein vulkankegelartiges Merkmal, genannt East Dome, liegt nahe dem östlichen Rand der Caldera. Es hat einen mehr oder weniger Nord-Süd-Trend und misst 12 km (7,5 Meilen) lang und 7 km (4,3 Meilen) breit. Nördlich der Caldera befindet sich eine Funktion namens Little Dome mit einem Durchmesser von 500 m. Weiter nördlich befindet sich eine langgestreckte Kuppel, die von Norden nach Süden ausgerichtet ist und als Middle Dome bezeichnet wird. Es ist 2,5 km lang und 0,6 km breit. Sowohl kleine Dome und Mittlere Dome haben Geröll auf , die sein kann , Vulkan Blöcke . Big Dome, auch bekannt als North Dome, befindet sich weiter nördlich am Rande des CBVC. Es hat einen Durchmesser von 2,5 km (1,6 Meilen) mit einer Vertiefung in der Spitze. Die Häufigkeitsverteilung kleiner Krater hat keine schlüssigen Ergebnisse für den Zeitpunkt des CBVC-Vulkanismus mit einem Alter von weniger als 1 Milliarde Jahren bis zu mehr als 3 Milliarden Jahren ergeben.

Lavaröhren

A Mare Tranquillitatis Pitkrater , die den teilweisen Zusammenbruch einer Mond- Lavahöhle darstellen

Obwohl die Existenz von Lavaröhren auf der Erde seit langem bekannt ist, wurde erst vor relativ kurzer Zeit bestätigt, dass sie auch auf dem Mond existieren. Ihre Existenz wird manchmal durch das Vorhandensein eines "Oberlichts" offenbart, einer Stelle, an der das Dach der Röhre zusammengebrochen ist und ein kreisförmiges Loch hinterlassen hat, das von Mondorbitern beobachtet werden kann . Ein Gebiet mit einer Lavaröhre ist die Region Marius Hills. Im Jahr 2008 wurde möglicherweise eine Öffnung zu einer Lavaröhre in diesem Bereich von der japanischen Raumsonde Kaguya entdeckt . Das Oberlicht wurde 2011 vom Lunar Reconnaissance Orbiter der NASA detaillierter fotografiert und zeigt sowohl die 65 Meter breite Grube als auch den Boden der Grube etwa 36 m (118 ft) darunter. Im Mare Serenitatis kann es auch Lavaröhren geben .

Lavaröhren auf dem Mond können potenziell als Einfriedungen für menschliche Lebensräume dienen. Tunnel mit einem Durchmesser von mehr als 300 m (980 ft) können existieren, die unter 40 m (130 ft) oder mehr Basalt liegen, mit einer stabilen Temperatur von -20 ° C (-4 ° F). Diese natürlichen Tunnel bieten Schutz vor kosmischer Strahlung , Sonnenstrahlung, Meteoriten, Mikrometeoriten und Auswurf vor Einschlägen. Sie sind gegen die extremen Temperaturschwankungen auf der Mondoberfläche isoliert und könnten den Bewohnern eine stabile Umgebung bieten .

Pyroklastische Ablagerungen

Orange Taurus-Littrow- Boden, der bei der Apollo 17- Mission entdeckt wurde. Die orange Farbe ist auf mikroskopisch kleine Glasperlen zurückzuführen, die durch vulkanische Prozesse früher in der Geschichte des Mondes entstanden sind.

In der Nähe der Ränder der Mondstute befinden sich dunkle Materialschichten, die viele tausend Quadratkilometer umfassen. Sie enthalten viele kleine Kugeln aus orangefarbenem und schwarzem Glas, die sich wahrscheinlich aus kleinen Lavatropfen gebildet haben, die sehr schnell abkühlten. Es wird angenommen, dass solche Tröpfchen Auswurf von Lavafontänen-Eruptionen sind, die größer waren als die auf der Erde. Die größten bekannten Vorkommen finden sich bei Taurus-Littrow , Sinus Aestuum , Sulpicius Gallus , Rima Bode, Mare Vaporum, Mare Humorum und dem Aristarchus Plateau auf der zentralen Seite des Mondes.

Viele kleinere pyroklastische Ablagerungen haben nur einen Durchmesser von wenigen Kilometern und befinden sich fast immer in der Nähe der Mare oder in großen Einschlagskraterböden, einige liegen aber auch entlang klarer Verwerfungslinien . Sie wurden wahrscheinlich durch kleine vulkanische Explosionen erzeugt, da die meisten eine kleine längliche oder unregelmäßig geformte zentrale Grube oder einen Krater enthalten. Beispiele sind entlang der Kraterbodenkante von Alphonsus erhalten, einem Einschlagskrater am östlichen Rand von Mare Nubium.

Etwa 7 km (4,3 Meilen) ost-südöstlich vom CBVC erstreckt sich ein stark reflektierendes Gebiet, bei dem es sich möglicherweise um eine pyroklastische Ablagerung handelt. Sein Reflexionsvermögen ist im Bereich von 7,1 bis 7 µm (0,00028 bis 0,00028 Zoll) stärker, was darauf hinweist, dass Quarz oder Alkalifeldspat der Hauptbestandteil ist. Explosive Überreste erscheinen auch über etwa 300 km (190 Meilen) im Osten verstreut und bedecken eine Fläche von 70.000 km ² (27.000 Quadratmeilen). Das große Ausmaß dieser pyroklastischen Ablagerung ist auf die geringe Schwerkraft des Mondes zurückzuführen, so dass eine riesige explosive Eruption des CBVC in der Lage war, Trümmer über ein viel größeres Gebiet zu verteilen, als es auf der Erde möglich wäre.

Rilles

Dies sind lange, schmale Vertiefungen in der Mondoberfläche, die Kanälen ähneln . Ihre genaue Bildung muss noch bestimmt werden, aber sie wurden wahrscheinlich durch verschiedene Prozesse gebildet. Zum Beispiel schlängeln sich gewundene Rinnen in einem geschwungenen Pfad wie ein reifer Fluss und sollen Lavakanäle oder die Überreste eingestürzter Lavaröhren darstellen. Sie erstrecken sich normalerweise von kleinen Grubenstrukturen, von denen angenommen wird, dass sie vulkanische Schächte waren. Schroter's Valley zwischen Mare Imbrium und Oceanus Procellarum ist die größte gewundene Rille. Ein weiteres prominentes Beispiel ist Rima Hadley , die vor fast 3,3 Milliarden Jahren entstand.

Bogenförmige Rillen haben eine glatte Kurve und befinden sich an den Rändern der dunklen Mondmaria. Es wird angenommen, dass sie sich gebildet haben, als die Lavaströme, die eine Stute schufen, abkühlten, sich zusammenzogen und sanken. Diese sind überall auf dem Mond zu finden, prominente Exemplare sind nahe der südwestlichen Grenze von Mare Tranquillitatis und an der westlichen südöstlichen Grenze von Mare Humorum zu sehen.

Auswirkungen

Die Analyse von Mondmagmaproben, die bei den Apollo-Missionen gewonnen wurden, zeigt, dass der Vulkanismus auf dem Mond vor 3 bis 4 Milliarden Jahren über einen Zeitraum von 70 Millionen Jahren eine relativ dicke Mondatmosphäre erzeugte . Diese Atmosphäre, die aus Gasen stammt, die von Vulkanausbrüchen auf dem Mond ausgestoßen wurden, war doppelt so dick wie die des heutigen Mars . Es wurde in der Tat theoretisiert, dass diese alte Atmosphäre das Leben unterstützt haben könnte, obwohl keine Beweise für Leben gefunden wurden. Die alte Mondatmosphäre wurde schließlich durch Sonnenwinde entfernt und in den Weltraum zerstreut.

Das teilweise Schmelzen des Mondmantels und die Einlagerung der Flutbasalte von Oceanus Procellarum haben möglicherweise vor 3 Milliarden Jahren eine axiale Neigung des Mondes verursacht , während der sich die Mondpole 201 km an ihre heutigen Positionen verschoben haben. Diese Polarwanderung wird von polaren Wasserstoffablagerungen abgeleitet, die antipodisch sind und entlang entgegengesetzter Längengrade von jedem Pol gleichmäßig verschoben sind.

Letzte Aktivität

Im Jahr 2014 kündigte die NASA "weit verbreitete Beweise für jungen Mondvulkanismus" an 70 unregelmäßigen Stutenflecken an, die vom Lunar Reconnaissance Orbiter identifiziert wurden, von denen einige weniger als 50 Millionen Jahre alt sind. Dies erhöht die Möglichkeit eines viel wärmeren Mondmantels als bisher angenommen, zumindest auf der nahen Seite, wo die tiefe Kruste aufgrund der höheren Konzentration radioaktiver Elemente wesentlich wärmer ist. Kurz zuvor wurden Beweise für 2–10 Millionen Jahre jüngeren basaltischen Vulkanismus im Krater Lowell vorgelegt , der sich in der Übergangszone zwischen der nahen und der fernen Seite des Mondes befindet. Ein zunächst heißerer Mantel und/oder eine lokale Anreicherung von wärmeerzeugenden Elementen im Mantel könnten für längere Aktivitäten auch auf der anderen Seite im Orientale-Becken verantwortlich sein.

Siehe auch

• Liste außerirdischer Vulkane
• Geologie des Mondes
• Mondmagma-Ozean
• Vulkanismus auf Io

Verweise