Bildung,Transport und Differentiation von Silikatschmelzen

Bei Betrachtung des Oberflächengesteins des Erdmondes lassen sich Spuren von Vulkanismus finden, die auf die Existenz eines frühen Magmaozeans hinweisen. Da es sich beim Mond um einen kleinen planetaren Körper handelt, ist diese Beobachtung zunächst überraschend, denn ein kleiner Planet kühlt wesentlich effektiver aus als ein großer Planer wie z.B. die Erde. Demnach ist es fraglich, auf welche Weise, die Temperaturen im Mondinnern hoch genug gehalten werden konnten, um das Schmelzen von Material zu ermöglichen, dass letztendlich an die Oberfläche gefördert wurde. Die bekannstesten Hinweise auf Vulkanismus auf dem Mond sind die Füllungen der Mare. In der Phase des heftigen Bombardements wurde der Mond von einigen großen Objekten getroffen, die seine bereits gebildete Kruste deformierten und ausdüunnten. In die entstandenen Impaktbecken konnte Schmelze aus größerer Tiefe fließen. Möglicherweise haben die Impakte dazu beigetragen, den Weg für subkrustales Magma an die Oberfläche zu erleichtern. Die Petrologie der Apollo­Proben von Mare­Basalten lässt darauf schließen, dass die Gesteine durch partielles Schmelzen in einer Tiefe zwischen 150 km und 500 km gebildet wurden. Radiometrische Altersbestimmungen ergaben, dass die meisten Mare­Basalte zwischen 0.6 Ga und 1.4 Ga nach der Entstehung des Mondes eruptierten. Früherer Vulkanismus d.h. Während der ersten 300 Ma Jahren des Mondes kann durch spätere Impaktereignisse zerstört worden sein. Die Dauer des lunaren Vulkanismus wird auf maximal 3.0 Ga ­ also bis ins Eurasthenische Alter (3.1 Ga bis 1.1 Ga vor heute) ­ geschäatzt, zuweilen werden auch noch längere Zeiträume angenommen. Es wurden die Fragen untersucht, wo, wielange und wieviel Schmelze sich während der Mondevolution gebildet hat. Für diese Untersuchung wurde mit 3­D Konvektionsmodellen die thermische Entwicklung des Mondes berechnet.
Bei allen berechneten Modellen ist die Evolution des Mondes geprägt von einem frühen raschen Wachstum einer mächtigen Lithosphäre. Kern und unterer Mantel bleiben relativ warm, was nicht zuletzt Folge der thermischen Isolation durch die Lithosphäre ist. Diese Tatsache wirkt sich auch auf die Entwicklung der Konvektionsstrukturen aus. Die thermische Grenzschicht an der Kern­Mantel­Grenze, welche durch den Temperatursprung zwischen Kern und Mantel hervorgerufen wird wird innerhalb der ersten 0.5 Ga abgebaut. Während dieser Zeit steigen Plumes von der Kern­Mantel­Grenze zur Oberfläche auf, die sich dann aber nach dem Verschwinden der Grenzschicht stark abschwächen und letzendlich völlig verschwinden. Der Mondmantel wird nun lediglich durch die radioaktiven Wärmequellen von innen beheizt. Dies führt zu einem kleinskaligen Konvektionsmuster mit relativ vielen kleinen Temperaturanomalien. Die Konvektion ist durch kalte Abströme geprägt, die von der Unterseite der Lithosphäre ausgehen. Zu Beginn der Evolution kann sich unterhalb der Lithosphäre eine Schicht 'partiell geschmolzenen' Materials ausbilden. Die Gebiete partiell geschmolzenen Materials befinden sich im Wesentlichen an den Stellen, an denen sich die Plumeköpfe der Aufströme zu Beginn der Evolution beobachten lassen. Die Bereiche, an denen sich Abströme ausbilden, beginnen bereits sehr früh auszufrieren; dort tritt keine partielle Schmelze mehr auf. Die ausgebildete Schmelzzone beginnt von oben her auszufrieren beginnt; die untere Grenze bleibt nahezu konstant.
Die Ergebnisse zeigen, dass sich eine Zone partiell geschmolzenen Materials in der Region bildet, die als Bildungsort für Marebasalte erwartet wird. Die Schmelzzone entsteht dabei wie folgt: heiße Auftröme von der Kern­Mantel­Grenze heizen die oberen Regionen des Mantels auf und die Temperaturen steigen dort über die Schmelztemperatur. Damit liefern die gezeigten Modelle Argumente für einen heißen jungen Mond, dessen Manteltemperaturen in der Nähe des Solidus lagen. Da die Temperaturen des unteren Mantels relativ konstant bleiben (etwa 1700 K), wird deutlich, warum die untere Grenze der Schmelzzone nicht ausfriert. Das Ausfrieren des Schmelzgebietes von oben verträgt sich gut mit der Vorstellung, dass die Ursprungsregionen für Magma mit der Zeit in größere Tiefen wanderten. Gute Übereinstimmungen gibt es demzufolge auch mit der Abhängigkeit des Ti­Dioxid­Gehaltes vom Alter der Marabasalte, welcher sowohl mit dem Alter als auch der Ursprungstiefe der Basalte ansteigt. Aufsteigendem Magma wird der Weg an die Oberfläche durch die zunehmend dicker werdende Lithosphäre erschwert.

Drittmittelgeber:

Deutsche Forschungsgemeinschaft

Beteiligte Wissenschaftler:

Prof. Dr. T. Spohn, Dr. D. Breuer, Dipl. Geophys. R. Ziethe, Dipl. Phys. R. Merk

Veröffentlichungen:

Ziethe, R., Breuer, D., Spohn, T.: 2001, 3D-convection in the Moon and the influence on topography and geoid , Electron. Geosci., 4, 1999

Spohn, T., Konrad, W., Breuer, D. and Ziethe, R.: 2001, The Longevity of Lunar Volcanism: Implications of Thermal Evolution Calculations with 2-D and 3-D mantle convection models. Icarus, 149, 54- 65

Ziethe, R., Spohn, T., Breuer, D: 2001, Lunar Volcanism: Implications from 3D-Convection Models, Geophys. Res. Abstr. (on CDROM), 3, PS5