Die Mondlandschaft ist geprägt von Einschlagskratern, deren Auswurf, einigen Vulkanen, Hügeln, Lavaströmen und von Magma gefüllten Vertiefungen.
HochlandEdit
Der markanteste Aspekt des Mondes ist der Kontrast zwischen seinen hellen und dunklen Zonen. Die helleren Flächen sind das Mondhochland, das den Namen terrae (Singular terra, vom lateinischen Wort für Erde) erhält, und die dunkleren Ebenen werden maria (Singular mare, vom lateinischen Wort für Meer) genannt, nach Johannes Kepler, der den Namen im 17. Jahrhundert einführte. Jahrhundert einführte. Die Hochländer sind in ihrer Zusammensetzung anorthositisch, während die Marien basaltisch sind. Die Maria fallen oft mit den „Tieflandgebieten“ zusammen, aber es ist wichtig zu beachten, dass die Tieflandgebiete (wie z. B. innerhalb des Südpol-Aitken-Beckens) nicht immer von Maria bedeckt sind. Das Hochland ist älter als die sichtbaren Marias und daher stärker verkrustet.
MariaEdit
Die Hauptprodukte vulkanischer Prozesse auf dem Mond sind für den erdgebundenen Beobachter in Form der Mondmarien sichtbar. Dabei handelt es sich um große Ströme basaltischer Lava, die als Low-Albedo-Flächen fast ein Drittel der Nahseite bedecken. Nur wenige Prozent der Farside sind vom Mare-Vulkanismus betroffen. Schon bevor die Apollo-Missionen dies bestätigten, dachten die meisten Wissenschaftler, dass es sich bei den Maren um lavagefüllte Ebenen handelt, da sie Lavastrommuster und Einstürze aufweisen, die auf Lavaröhren zurückzuführen sind.
Die Alter der Mare-Basalte wurden sowohl durch direkte radiometrische Datierung als auch durch die Technik der Kraterzählung bestimmt. Die ältesten radiometrischen Alter liegen bei etwa 4,2 Ga, während die jüngsten durch Kraterzählung ermittelten Alter bei etwa 1 Ga liegen (1 Ga = 1 Milliarde Jahre). Volumetrisch gesehen bildete sich der größte Teil des Mares zwischen etwa 3 und 3,5 Ga vor heute. Die jüngsten Laven sind innerhalb von Oceanus Procellarum ausgebrochen, während einige der ältesten auf der Farside zu liegen scheinen. Die Maria sind deutlich jünger als das umgebende Hochland, da sie eine geringere Dichte an Einschlagskratern aufweisen.
Faltengrate innerhalb des Kraters Letronne
Ein großer Teil der Rima brach innerhalb der tief liegenden Einschlagbecken auf der Mondnähe aus oder floss in diese hinein. Es ist jedoch unwahrscheinlich, dass ein kausaler Zusammenhang zwischen dem Impaktereignis und dem Marevulkanismus besteht, da die Impaktbecken viel älter sind (um etwa 500 Millionen Jahre) als die Marefüllung. Außerdem entspricht Oceanus Procellarum, die größte Ausdehnung von Mare-Vulkanismus auf dem Mond, keinem bekannten Einschlagsbecken. Es wird allgemein angenommen, dass der Grund, warum das Mare nur auf der Nahseite ausgebrochen ist, darin liegt, dass die Kruste auf der Nahseite dünner ist als auf der Fernseite. Obwohl Variationen in der Krustendicke die Menge an Magma, die letztendlich die Oberfläche erreicht, modulieren könnten, erklärt diese Hypothese nicht, warum das farside Südpol-Aitken-Becken, dessen Kruste dünner ist als die des Oceanus Procellarum, nur in geringem Maße mit vulkanischen Produkten gefüllt wurde.
Eine andere Art von Ablagerungen, die mit den Marien in Verbindung gebracht werden, obwohl sie auch die Hochlandgebiete bedecken, sind die „Dark Mantel“-Ablagerungen. Diese Ablagerungen sind mit bloßem Auge nicht zu erkennen, aber sie sind auf Bildern von Teleskopen oder Raumsonden im Orbit zu sehen. Vor den Apollo-Missionen gingen Wissenschaftler davon aus, dass es sich um Ablagerungen handelt, die durch pyroklastische Eruptionen entstanden sind. Einige Ablagerungen scheinen mit dunklen, länglichen Aschekegeln assoziiert zu sein, was die Idee von Pyroklastika verstärkt. Die Existenz von pyroklastischen Eruptionen wurde später durch die Entdeckung von Glaskugeln bestätigt, die denen ähneln, die bei pyroklastischen Eruptionen hier auf der Erde gefunden werden.
Viele der Mondbasalte enthalten kleine Löcher, die Vesikel genannt werden und durch Gasblasen entstanden sind, die sich bei den an der Oberfläche herrschenden Vakuumbedingungen aus dem Magma gelöst haben. Es ist nicht mit Sicherheit bekannt, welche Gase aus diesen Gesteinen entwichen sind, aber Kohlenmonoxid ist ein Kandidat.
Die Proben der pyroklastischen Gläser sind von grüner, gelber und roter Färbung. Der Unterschied in der Farbe zeigt die Konzentration von Titan an, die das Gestein aufweist, wobei die grünen Partikel die niedrigsten Konzentrationen (etwa 1 %) und die roten Partikel die höchsten Konzentrationen (bis zu 14 %, viel mehr als die Basalte mit den höchsten Konzentrationen) aufweisen.
RillenEdit
Rillen auf dem Mond entstanden manchmal durch die Bildung von lokalisierten Lavakanälen. Diese fallen im Allgemeinen in drei Kategorien, bestehend aus gewundenen, bogenförmigen oder linearen Formen. Folgt man diesen mäandernden Rillen zurück zu ihrer Quelle, führen sie oft zu einem alten Vulkanschlot. Eine der bemerkenswertesten gewundenen Rillen ist die Vallis Schröteri, die sich auf dem Aristarchus-Plateau am östlichen Rand des Oceanus Procellarum befindet. Ein Beispiel für eine gewundene Rille existiert an der Apollo 15-Landestelle Rima Hadley, die sich am Rand des Imbrium-Beckens befindet. Basierend auf den Beobachtungen der Mission wird allgemein angenommen, dass diese Rille durch vulkanische Prozesse entstanden ist, ein Thema, das vor der Mission lange diskutiert wurde.
DomesEdit
Eine Vielzahl von Schildvulkanen kann an ausgewählten Stellen auf der Mondoberfläche gefunden werden, wie zum Beispiel auf Mons Rümker. Man nimmt an, dass diese durch relativ zähflüssige, möglicherweise kieselsäurehaltige Lava gebildet werden, die aus lokalisierten Schloten ausbricht. Die daraus resultierenden Monddome sind breite, runde, kreisförmige Gebilde mit einem sanften Abhang, der bis zum Mittelpunkt einige hundert Meter ansteigt. Sie haben typischerweise einen Durchmesser von 8-12 km, können aber auch bis zu 20 km groß sein. Einige der Dome enthalten an ihrer Spitze eine kleine Grube.
Faltenkämme
Faltenkämme sind Merkmale, die durch tektonische Druckkräfte innerhalb des Marias entstehen. Diese Merkmale stellen ein Einknicken der Oberfläche dar und bilden lange Grate über Teile der Maria. Einige dieser Grate können vergrabene Krater oder andere Merkmale unter der Maria umreißen. Ein Paradebeispiel für eine solche Kontur ist der Krater Letronne.
GrabenBearbeiten
Graben sind tektonische Merkmale, die sich unter Dehnungsspannungen bilden. Strukturell setzen sie sich aus zwei Normalverwerfungen zusammen, zwischen denen sich ein abfallender Block befindet. Die meisten Grabensysteme finden sich innerhalb der Mondmarie in der Nähe der Ränder großer Impaktbecken.
EinschlagskraterBearbeiten
Der Ursprung der Mondkrater als Impaktmerkmale wurde erst in den 1960er Jahren allgemein akzeptiert. Diese Erkenntnis ermöglichte es, die Impaktgeschichte des Mondes nach und nach mit Hilfe des geologischen Prinzips der Superposition herauszuarbeiten. Das heißt, wenn ein Krater (oder sein Auswurf) einen anderen überlagert, muss er der jüngere sein. Das Ausmaß der Erosion, die ein Krater erfahren hat, war ein weiterer Hinweis auf sein Alter, obwohl dies eher subjektiv ist. Mit diesem Ansatz nahm Gene Shoemaker in den späten 1950er Jahren die systematische Untersuchung des Mondes von den Astronomen weg und legte sie fest in die Hände der Mondgeologen.
Impaktkrater sind der bemerkenswerteste geologische Prozess auf dem Mond. Die Krater entstehen, wenn ein fester Körper, wie z.B. ein Asteroid oder Komet, mit hoher Geschwindigkeit auf die Oberfläche prallt (die mittlere Einschlaggeschwindigkeit auf dem Mond beträgt etwa 17 km pro Sekunde). Die kinetische Energie des Einschlags erzeugt eine Kompressionsschockwelle, die von der Einschlagstelle wegstrahlt. Darauf folgt eine Verdünnungswelle, die dafür verantwortlich ist, dass der größte Teil der Ejekta aus dem Krater geschleudert wird. Schließlich gibt es einen hydrodynamischen Rückprall des Bodens, der einen zentralen Gipfel erzeugen kann.
Diese Krater treten in einem Kontinuum von Durchmessern auf der gesamten Mondoberfläche auf, das von winzigen Gruben bis zum riesigen Südpol-Aitken-Becken mit einem Durchmesser von fast 2.500 km und einer Tiefe von 13 km reicht. Ganz allgemein folgt die Geschichte der Einschlagskrater auf dem Mond dem Trend, dass die Kratergröße mit der Zeit abnimmt. Insbesondere in den frühen Perioden bildeten sich die größten Impaktbecken, die sukzessive von kleineren Kratern überlagert wurden. Die Größenhäufigkeitsverteilung (SFD) der Kraterdurchmesser auf einer gegebenen Fläche (d.h. die Anzahl der Krater als Funktion des Durchmessers) folgt näherungsweise einem Potenzgesetz mit zunehmender Anzahl von Kratern bei abnehmender Kratergröße. Die vertikale Position dieser Kurve kann verwendet werden, um das Alter der Oberfläche abzuschätzen.
Die jüngsten Einschläge zeichnen sich durch gut definierte Merkmale aus, darunter ein scharfkantiger Rand. Kleine Krater neigen dazu, eine Schüsselform zu bilden, während größere Einschläge einen zentralen Gipfel mit flachen Böden haben können. Größere Krater weisen in der Regel Einbrüche entlang der Innenwände auf, die Terrassen und Vorsprünge bilden können. Die größten Einschlagbecken, die Multiring-Becken, können sogar sekundäre konzentrische Ringe aus angehobenem Material aufweisen.
Der Einschlagsprozess trägt Material mit hoher Albedo ab, das dem Krater, den Ejekta und dem Strahlensystem zunächst ein helles Aussehen verleiht. Durch den Prozess der Weltraumverwitterung verringert sich die Albedo dieses Materials allmählich, so dass die Strahlen mit der Zeit verblassen. Allmählich unterliegen der Krater und seine Ejekta der Impakterosion durch Mikrometeoriten und kleinere Einschläge. Dieser Erosionsprozess macht die Merkmale des Kraters weicher und runder. Der Krater kann auch mit Auswurfmaterial von anderen Einschlägen bedeckt sein, das die Merkmale überflutet und sogar den zentralen Gipfel begraben kann.
Die Auswurfmassen von großen Einschlägen können große Materialblöcke enthalten, die auf die Oberfläche zurückschlagen und sekundäre Einschlagskrater bilden. Diese Krater werden manchmal in deutlich erkennbaren radialen Mustern gebildet und haben im Allgemeinen eine geringere Tiefe als Primärkrater derselben Größe. In einigen Fällen kann eine ganze Reihe dieser Blöcke ein Tal bilden. Man unterscheidet sie von Catena oder Kraterketten, die lineare Reihen von Kratern sind, die entstehen, wenn der Einschlagskörper vor dem Aufprall zerbricht.
Generell hat ein Mondkrater eine etwa kreisförmige Form. Laborexperimente am Ames Research Center der NASA haben gezeigt, dass selbst Einschläge mit sehr geringem Winkel dazu neigen, kreisförmige Krater zu erzeugen, und dass sich elliptische Krater bei Einschlagswinkeln unter fünf Grad zu bilden beginnen. Allerdings kann ein Einschlag mit geringem Winkel eine zentrale Spitze erzeugen, die vom Mittelpunkt des Kraters versetzt ist. Darüber hinaus zeigen die Ejekta von schrägen Einschlägen bei unterschiedlichen Einschlagswinkeln ausgeprägte Muster: Asymmetrie ab etwa 60˚ und eine keilförmige „Ausweichzone“ ohne Ejekta in der Richtung, aus der das Projektil kam, ab etwa 45˚.
Dark-Halo-Krater entstehen, wenn ein Einschlag Material mit geringerer Albedo von unterhalb der Oberfläche aushebt und dieses dunklere Ejekta dann um den Hauptkrater herum ablagert. Dies kann vorkommen, wenn ein Gebiet mit dunklerem Basaltmaterial, wie es auf den Marias zu finden ist, später von hellerem Auswurf bedeckt wird, der von weiter entfernten Einschlägen im Hochland stammt. Diese Bedeckung verdeckt das darunter liegende dunklere Material, das später durch nachfolgende Krater ausgehoben wird.
Die größten Einschläge produzierten Schmelzschichten aus geschmolzenem Gestein, die Teile der Oberfläche bedecken und bis zu einem Kilometer dick sein können. Beispiele für solche Impaktschmelzen sind im nordöstlichen Teil des Mare Orientale Einschlagbeckens zu sehen.
RegolithBearbeiten
Die Oberfläche des Mondes ist seit Milliarden von Jahren Kollisionen mit kleinem und großem asteroiden und kometaren Material ausgesetzt. Im Laufe der Zeit haben diese Einschlagsprozesse die Oberflächenmaterialien pulverisiert und „gegärtnert“, so dass sich eine feinkörnige Schicht gebildet hat, die als Regolith bezeichnet wird. Die Dicke des lunaren Regoliths variiert zwischen 2 Metern unter den jüngeren Marias und bis zu 20 Metern unter den ältesten Oberflächen des lunaren Hochlands. Der Regolith besteht überwiegend aus Materialien, die in der Region vorkommen, enthält aber auch Spuren von Materialien, die von weit entfernten Einschlagskratern ausgeworfen wurden. Der Begriff Mega-Regolith wird oft verwendet, um das stark zerklüftete Grundgestein direkt unter der oberflächennahen Regolithschicht zu beschreiben.
Der Regolith enthält Gesteine, Mineralfragmente aus dem ursprünglichen Grundgestein und glasartige Partikel, die während der Einschläge entstanden sind. In den meisten lunaren Regolithen besteht die Hälfte der Partikel aus Mineralfragmenten, die mit den glasartigen Partikeln verschmolzen sind; diese Objekte werden Agglutinate genannt. Die chemische Zusammensetzung des Regoliths variiert je nach Standort; der Regolith im Hochland ist reich an Aluminium und Siliziumdioxid, genau wie die Gesteine in diesen Regionen. Der Regolith in den Marias ist reich an Eisen und Magnesium und kieselsäurearm, wie auch die basaltischen Gesteine, aus denen er gebildet wird.
Der lunare Regolith ist sehr wichtig, weil er auch Informationen über die Geschichte der Sonne speichert. Die Atome, aus denen der Sonnenwind besteht – meist Helium, Neon, Kohlenstoff und Stickstoff – treffen auf die Mondoberfläche und setzen sich in die Mineralkörner ein. Durch die Analyse der Zusammensetzung des Regoliths, insbesondere der Isotopenzusammensetzung, lässt sich feststellen, ob sich die Aktivität der Sonne mit der Zeit verändert hat. Die Gase des Sonnenwindes könnten für künftige Mondbasen nützlich sein, denn Sauerstoff, Wasserstoff (Wasser), Kohlenstoff und Stickstoff sind nicht nur lebensnotwendig, sondern auch potenziell sehr nützlich für die Produktion von Treibstoff. Die Zusammensetzung des lunaren Regoliths kann auch genutzt werden, um auf seine Herkunft zu schließen.
Lunar lava tubesEdit
Lunare Lavaröhren bilden einen potentiell wichtigen Standort für den Bau einer zukünftigen Mondbasis, die für die lokale Erforschung und Entwicklung oder als menschlicher Außenposten für die Erforschung jenseits des Mondes genutzt werden kann. Ein lunares Lavahöhlen-Potenzial wird seit langem in der Literatur und in Diplomarbeiten vorgeschlagen und diskutiert. Jede intakte Lavaröhre auf dem Mond könnte als Schutz vor der rauen Umgebung der Mondoberfläche mit ihren häufigen Meteoriteneinschlägen, hochenergetischer ultravioletter Strahlung und energetischen Partikeln sowie extremen tageszeitlichen Temperaturschwankungen dienen. Nach dem Start des Lunar Reconnaissance Orbiter wurden viele Lavaröhren auf dem Mond abgebildet. Diese lunaren Gruben finden sich an mehreren Stellen auf dem Mond, darunter die Marius-Hügel, das Mare Ingenii und das Mare Tranquillitatis.