Mondchronologie

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Version 28. Dezember 2001 von Alexander Grüner und Wolfgang Planding

Thesen

Es gibt verschiedene Thesen über die Entstehung des Mondes.

1873 erstellt Roche die These, daß der Mond und die Erde aus einer gemeinsamen Staubwolke entstanden sind.
1878 behauptet Georges Darwin (der zweite Sohn Charles Darwins) daß die noch nicht abgekühlte Erde den Mond als Protuberanz ausgeschleudert hat.
1909 sagt Lee, daß der Mond von der Erde eingefangen wurde. Der Mond hat sich ausserhalb der Uranusbahn gebildet und wurde durch die Abbremsung von Staubpartikeln in die inneren Bereiches des Sonnensystems befördert.
1974 erstellen Hartmann und Davis die These, daß der Mond durch eine Kollision von einem Kleinplaneten mit der Erde entstand. Die These wird durch Informationen der Apollomissionen und dem zurückgebrachten Mondgestein gestützt.

Bis heute gibt es keinen endgültigen Beweis, wie der Mond letztendlich entstanden ist. Die zur Zeit vorherrschende These ist die Kollsionsthese aber auch die kann ja noch falsifiziert werden...

Dies ist eine Beschreibung der Mondchronologie mit Beispielbildern anhand der Kollisionsthese

[Präimbrische Zeit]

5.5 Mrd Jahre:

Existenz einer Ur-Gaswolke mit ca. 500 Sonnenmassen, die zu 75% aus H2 , 24 % aus He sowie 1% aus weiteren Elementen (Fe, C, Si, O2) besteht. Temperatur der Wolke nahe dem absoluten Nullpunkt bei -270°C.

Ur-Gaswolke

5.3 Mrd. Jahre:

Langsames, lokales Verdichten der Gaswolke durch eigene Schwerkraft. Druck- und Temperaturanstieg in den Verdichtungszentren. Entstehung von leuchtenden Gasen. Bildung von prästellaren Objekten

Verdichtete, leuchtende Gaswolke

5.0 Mrd Jahre:

Fortschreitendes Verdichten der prästellaren Objekte zu schwach leuchtenden Globulen. Weiterer Anstieg der Temperatur auf einige Mio °C. Vereinzelte Bildung von protoplanetaren Materiescheiben um Globulen.

Globul mit protoplanetarerMateriescheibe

4.9 Mrd. Jahre

Weiterer Druck- und Temperaturanstieg in denGlobulen auf ca. 15 Mio °C. Beginn der Verschmelzung von H2-Kernenim Zentrum der Globule. Somit entsteht aus einem Globul ein neuer Stern.Starker Energiegewinn im Zentrum damit Beginn von Abstrahung geladenerTeilchen von der jungen Sonne. Dieser sog. Sonnenwind „bläst" diegas- und staubförmige protoplanetrare Materiescheibe, die den jungenStern noch umkreist, weiter vom ihm weg. Die leichteren Bestandteile (H2und He) dieser Materiescheibe werden durch die geringere Massenträgheitweiter vom Stern weggeblasen, ans die schwereren (Fe, C, Ca, Si etc).Somit bilden sich 2 Ringe um den jungen Stern: Einen inneren Staubringaus schweren Elementen, und einen äußeren Gasring, aus den leichtenElementen.

Globul mit Staub- und GasscheibeVollmond

4.8 Mrd. Jahre :

Weitere Verdichtung des inneren Materieringes/Ringsystems führt zu den am Anfang noch glutflüssigen Gesteinsplaneten Merkur, Venus, Erde und Mars und einem weiteren möglichen Planeten zwischen Mars und Jupiter.Gleichzeitig bilden sich aus den äußeren Gasringen die Gasplaneten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun.Ferner bildeten sich eine Vielzahl von sog. Planetesimalen, also gesteinsförminge Himmenskörper mit einer Größe von mehreren hundert bis hin zu einigen 1000 km Durchmesser.

Vollmond

4.7 Mrd. Jahre:

Im Sonnensystem gibt es noch sehr viel Restmaterial in Form von sehr großen Asteroiden und Planetesimalen, die fortwährend die jungen Planeten bombadieren und sie dadurch nochmals stark aufheizen.

4.6 Mrd Jahre

Einschlag eines gewaltigen ca. 6000 km (!) großen Planetesimalen, mit ca. 15% Erdmasse, auf die noch glutflüssige Erde. Etwa. 5-10% der Gesamtmasse der Erde wird beim Aufschlag abgesprengt. Aufgrund der relativ hohen Eigendrehung der Erde kann angenommen werden, daßder Einschlag nicht direkt in Richtung Erdmittelpunkt erfolgte, sondern eheram Rand, in Rotationsrichtung der Erde.

Diese glutflüssigen Fragmente bilden zum Teil einen Ring um die Erde mit einem Abstand von ca. 30.000 km. Ein Teil der abgesprengten Masse fällt wieder auf die Erde zurück.

Durch Materieansammlung (Akkretion) bildet sichaus verbleibenden Ring langsam ein neuer Himmelskörper, unserMond, mit etwa 0.8 % Prozent der Erdmasse.

Die restliche Materie des Rings fällt im Laufe der Zeit wieder auf die Erde zurück. In diesem Zustand sind sowohl die Erde, als auch der junge Mond noch glutflüssige Himmelskörper mit einem Anstand von etwa 25.000 km

4.5 Mrd Jahre
Präeimbrische Periode: Bildung der ursprünglichen Mondkruste

Langsames Abkühlen des flüssigen, jungen Mondes. Während der Abkühlphase entstehen die Hochländer durch magmatische Differentation, einer besonderen Form der Plattentektonik. In der Gesteinsschmelze steigen Mineralien und Kristalle mit niedriger Dichet an die Oberfläche auf. Am Ende der Präimbrischen Periode hatte der Mond eine erstarrte und damit feste Oberfläche mit relativ wenig Strukturen. Die Dicke der Mondkruste wird auf ca. 10 km geschätzt.


Ursprüngliche Mondoberflächenach dem Erstarren	Mare Nectaris	Mare Tranquilitatis

4.5-3.9 Mrd Jahre
Tranquilitatis-Periode: Bildung von großen Mondbecken und Kratern

In der Frühzeit vor 4.5 - 4.4 Mrd Jahre wurde die dünne Kruste des Mondes vor allem von großen Einschlägen die durch Planetesimalen (bis 500 km Durchmesser) und sehr großen Meteoriden (bis 300 km Durchmesser) entstehen, getroffen. Dafür war die Anzahl der großen Einschlägerelativ gering es handelt sich rund um ein Duzend. Die dabei entstandenenBecken gehören zu den größten Einschlaggebieten auf demMond. So stammen alle großen Mondbecken, die sich später mitLava füllten und die Meere bildeten, aus dieser Zeit. Messungen amRadioaktiven Zerfall von Thorium ergeben drei Altersstufen von Becken:Als alte Becken werden das Tranquilitatis- ( 4.5 Mrd Jahre) Fecundatis,Nubiumbecken (beide 4.4 Mrd Jahre) bezeichnet. Zu den mittelalten Beckengehören Serenetatis, Nectaris, Humorum mit ca. 4.3-4.2 Mrd Jahren,Dann folgen, als junge Becken bezeichnet Crisium, Imbrium und Orientale.mitetwa 4 Mrd Jahren.


Zerstörung der ursprüngichenOberfläche durch Einschäge von Meteoriten	Mare Nectaris	Mare Tranquilitatis

Parallel zu den Einschlägen undBildung der gewaltigen Mondbecken wurde der Mond pausenlos von Metoriten getroffen, die einen Großteil der Kraterlandschaft formten.. Dabei ist auffällig, daß die Größe dieser Himmelskörper im Laufe der Zeit abnahm. Man kann dies recht auch recht deutlich im Fernrohr beobachten:
Große Krater, die sog. Wallebenen zeigen meist eine deutlich stärkere Erosion, als kleinere Krater. Dazu kommt, dass oftmals die Ringgebirge von Wallebenen von kleineren Kratern unterbrochen werden. Den gegenteiligen Fall, dass ein Großer Krater einen kleineren überlappt findet man nur sehr selten. Praktischist es immer der kleinere Krater, der dem größeren aufliegt. Damit ist es erwiesen, dass die größeren Einschläge -und damit auch die größeren Meteoriten- früher gefallen sind. Im Laufe der Zeit hat es folglich eine Abnahme der Meteroritengrößegegeben.


Normal: Kleiner Krater (jünger)überlappt größeren	Sehr selten: Großer Krater überlappt kleineren

Jüngere, kleinere Kraterüberlappen ältere, größere

Durch das pausenlose Einschlagen von Meteoriten auf die Mondoberfläche wurde die ehemalige, glatte Kruste aus derpräimbrischen Zeit fast völlig zerstört. Auf dem Mond tauchtenun mehr vermehrt eine neue Gesteinsart auf, das Regolith. Dies ist einversintertes Trümmergestein, das beim Einschlag und dem darauffolgendemVerschmelzen von Meteoritgestein mit dem Mondgestein entsteht. Durch fortwährendeEinschläge und damit verbundene Auswürfe wird das es immerfeiner zermahlen. Ein Großteil der Hochländer auf dem Mond sindmeterdick mit Regolith überdeckt. Es ist ein mehlartiges, überraschendklebriges Pulvergestein.

Der Zeitraum des Bombardements, dauerte rund 600 Mio Jahre. Fast alle heute sichtbaren Einschläge stammen aus dieser Zeit. Es ist jedoch unklar, ob sie abrupt endete, oder langsam abgeklungen ist.

Aussehen des Mondes nachder Tranquilitatis-Periode

3.9-3.2 Mrd Jahre
Imbrische Periode: Vulkanische Aktivität, Bildung Meeren und Ozeanen.

Nachdem das pausenlose Bombardement beendetwar, begann auf dem Mond eine Phase von bemerkenswertem Vulkanismus. Die Mondkruste hat durch weitere Abkühlung etwa eine Dicke von ca. 50 kmerreicht. Aus tiefen Rissen, die vermutlich durch die beginnende gebundeneRotation entstanden sind, traten schubweise enorme Mengen von Magma ausdem Mondinneren aus. Diese Lava unterscheidet sich von der irdische durchihre extrem geringe Viskosität, die annähern der von Wasser entspricht.Die Mondlava ist damit also sehr dünnflüssig und damit extrem fließfähig.
Insbesondere wurden die großenMondecken, die die Mondkruste ohnehin schon stark schwächten, vondieser Lava aufgefüllt. Das gewaltige Imbriumbecken füllte sich,wie fast alle anderen Becken auch, zum heutigen Mare Imbrium. Nur noch vereinzelt schauen einige Bergspitzen (Mons Piton, Montes Spitzbergen, etc) aus den Lavameeren hervor, deren große Gipfelhöhe sie vor einer kompletten Überflutung schützte.
Heute kann nur grob rekonstruiert werden, wie diese Gebiete einst ausgesehen haben. Das Nectarisbecken ist als einziges nur teilweise Lavagefüllt. Die eigentlichen Beckenräner kann man noch gut erkennen. Die Rupes Altai und deren konzentrische Verlängerung um das innengelegene Mare Nectaris geben eine gute Vorstellung vom Aussehen dieser Becken, bevor sie geflutet wurden.

Die gewaltigen Kraterränder derehemaligen Becken zeigen sich heute als beeindruckende Gebirge. Besondersan der Grenze zwischen dem Mare Imbriums hin zum Mare Nubium kannman die gewaltigen Gebirgsketten der Apennin, die sich über eineenge Lavaverbindung der beiden Meere, zum Kaukasus und den Alpen fortsetzen,bewundern.
Viele der einzelnen Becken haben sich bein langsamen anfüllen mit Lafa zu größeren Systemen vereinigt. So bildet das Mare Tranquilitatis zusammen mit dem Mare Nectaris, demMare Fecundatis und dem Mare Imbriums eine geschlossene Lavafläche.Über eine enge Meerenge erreicht man dann das Mare Imbrium, das wiedermit dem Ozenaus Procellaum ein gewaltiges Terrain bildet.


Überflutug der Beckenmit Lava	Mare Nectaris	Mare Tranquilitatis

Man kann gut erkennen, dass auf den Meere im Vergleichzu den Hochländern nur von relativ wenige Krater vorkommen. AuchRegolith findet man hier eher selten. Dafür dominiert ein typischen Vulkangestein, der Basalt. Anhand der chemischen Zusammensetzung kann man auf das Alter der verschiedenen Basaltschichten schließen. Sehr alt sind Basalte mit einem hohen Aluminiumanteil (3.8 Mrd Jahre) , gefolgt von Schichten, die vermehrt Titan enthalten (3.5 Mrd Jahre). In jungen Basaltgesteinen (3.2 Mrd Jahre) findet man eine sehr stark vermehrte Olivin Kristallbildung.

Viele andere vulkanische Strukturen,die noch heute auf dem Mond erkennbar sind, stammen auch aus dieser Zeit:Die Meere werden von vielen feinen Lavarillen durchzogen. UnterirdischeLavablasen wölbten die Mondoberfläche auf und bildeten flacheDome. Vereinzelt füllten sich Krater und Wallebenen mit Lava. Oftbildeten sich dabei auch faszinierende Rillensysteme.

Etwas rätselhaft ist jedoch, warum die Lavabildung erst jetzt, also nach der Kraterbildung, eingetreten ist. Vermutlich wurde bei dem Meteoritenbombardements aus dem vorherigen Zeitabschnitt der Mond mit radioaktiven Isotopen von Uran, Thorium und Kalium stark angereichert. Die Hitze des radioaktiven Zerfalls dürfte das Schmelzen von Gestein und damit die extreme Lavabildung ebenfalls stark beschleunigt haben.

Bemerkenswert ist auch, dass sich gut die Hälfte der sichtbaren Mondseite mit lavagefüllten Meeren zeigt, auf der Mondrückseite fehlen sie jedoch fast vollständig.

Im laufe der Zeit kühlt der Mond weiter ab, so dass die vulkanische Aktivität nach etwa 700 Mio. Jahren zum Stillstand kam.

Aussehen des Mondes nachder Imbrischen-Periode

3.2-1 Mrd Jahre
Eratosthenische Periode

Nach dem Erstarren der Meere hat sich die Oberfläche kaum noch verändert. Einige wenige aber dochsehr markannte Einschlagkrater sind jedoch noch hinzu gekommen. Die bekonntesten aus dieser Epoche sind Eratosthenes, Cyrillus und Bullialdus.


Nur noch sehr vereinzelteKraterbildung	Mare Nectaris	Mare Tranquilitatis

1 Mrd bis heute
Kopernikanische Periode

Der Mond ist mittlerweile vulkanischvöllig inaktiv. Vereinzelt sind noch einige Krater durch Einschlägeentstanden. Man kann diese jungen Krater deutlich an ihrer hellen Farbe,bzw ihres Strahlenkranzes erkennen. So zählen u.a. die Krater Copernicus,Tycho, Aristarch, Proclus oder Linne zu den jüngsten Strukturen.

Die Mondkruste ist durch weiteres Abkühlen auf gut 1000 km Dicke angestiegen. Nur noch ein relativ kleiner flüssiger Kern aus Eisensulfid mit 1000 km Durchmesser ist im Mond noch vorhanden. Schwache Mondbeben, die nur sehr selten eine Stärke von mehr als 2 auf der Richterskala zeigen, treten aber immer noch häufig auf.


Heutige Struktur der Mondoberfläche	Mare Nectaris	Mare Tranquilitatis

Aussehen des Mondes

Quellen u.a.:
Der Kosmos Mondführer von J. Lacoux und C. Legrand, Kosmos Verlag, 2000
Der Mondatlas von A. Rükl, Dausien Verlag, 1999