Lunar

@misc{newton1969secular9,
    author = "Newton, R",
    title = "Secular variations of the earth and moon",
    year = "1969",
    howpublished = "Science, v. 166, p. 825-831",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Newton, R., 1969, Secular variations of the earth and moon: Science, v. 166, p. 825-831.}"
}

@misc{goldreich1972tides5,
    author = "Goldreich, P",
    title = "Gezeiten und das Erde-Mond-System",
    year = "1972",
    howpublished = "Scientific American, v. 226, no. 4, p. 43-52",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Goldreich, P., 1972, Gezeiten und das Erde-Mond-System: Scientific American, v. 226, no. 4, p. 43-52.}"
}

@misc{turcotte1974evolution12,
    author = "Turcotte, D. L. und Nordmann, J. C. und Cisne, J. L",
    title = "Evolution des Mondes und der Ursprung des Lebens",
    year = "1974",
    howpublished = "Nature, v. 251, p. 124-125",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Turcotte, D. L., Nordmann, J. C., und Cisne, J. L., 1974, Evolution des Mondes und der Ursprung des Lebens: Nature, v. 251, p. 124-125.}"
}

@article{doi1010160019103575900706,
    author = "Hartmann, W. K. und Davis, Donald R.",
    title = "Satellite-sized planetesimals and lunar origin",
    year = "1975",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(75)90070-6",
    doi = "10.1016/0019-1035(75)90070-6",
    openalex = "W2067432880"
}

@book{taylor1975lunar11,
    author = "Taylor, S. R",
    title = "Lunar Science",
    year = "1975",
    publisher = "A Post-Apollo View: New York, Pergamon Press",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Taylor, S. R., 1975, Lunar Science: A Post-Apollo View: New York, Pergamon Press.}"
}

@misc{kahn1978nautiloid6,
    author = "Kahn, P. G. H. und Pompea, S. M",
    title = "Wachstum von Nautiloiden und dynamische Evolution des Erde-Mond-Systems",
    year = "1978",
    howpublished = "Nature, v. 275, no. 5681, p. 606-611",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Kahn, P. G. H., und Pompea, S. M., 1978, Wachstum von Nautiloiden und dynamische Evolution des Erde-Mond-Systems: Nature, v. 275, no. 5681, p. 606-611.}"
}

@misc{west1978moon13,
    author = "West, S",
    title = "Moon history in a sea shell",
    year = "1978",
    howpublished = "Science News, v. 114, p. 426-428",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {West, S., 1978, Moon history in a sea shell: Science News, v. 114, p. 426-428.}"
}

@misc{deyoung1979the2,
    author = "DeYoung, D. B",
    title = "Der Mond",
    year = "1979",
    howpublished = "Ein treuer Zeuge am Himmel: ICR Impact Series, v. 68, S. i-iv",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {DeYoung, D. B., 1979, Der Mond: Ein treuer Zeuge am Himmel: ICR Impact Series, v. 68, S. i-iv.}"
}

@book{doi1010079781461261674,
    author = "Ringwood, A. E.",
    title = "Ursprung der Erde und des Mondes",
    year = "1979",
    url = "https://doi.org/10.1007/978-1-4612-6167-4",
    doi = "10.1007/978-1-4612-6167-4",
    openalex = "W1600775227"
}

@misc{fox1981amino3,
    author = "Fox, S. W. und Harada, K. und Hare, P. E",
    title = "Aminosäuren vom Mond",
    year = "1981",
    howpublished = "Notizen zu Meteoriten: Subzelluläre Biochemie, v. 8, S. 357-373",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Fox, S. W., Harada, K., und Hare, P. E., 1981, Aminosäuren vom Mond: Notizen zu Meteoriten: Subzelluläre Biochemie, v. 8, S. 357-373.}"
}

@misc{french1981the4,
    author = "French, B. M",
    title = "The Moon, in Beatty, J. K., O'Leary, B., and Chaikin, A., eds., The New Solar System",
    year = "1981",
    howpublished = "Cambridge, Mass., Sky, p. 71-82",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {French, B. M., 1981, The Moon, in Beatty, J. K., O'Leary, B., and Chaikin, A., eds., The New Solar System: Cambridge, Mass., Sky, p. 71-82.}"
}

@misc{kerr1982where7,
    author = "Kerr, R. A",
    title = "Wo war der Mond vor Eonen?",
    year = "1982",
    howpublished = "Science, v. 221, p. 1166",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Kerr, R. A., 1982, Wo war der Mond vor Eonen?: Science, v. 221, p. 1166.}"
}

@misc{awbery1983space1,
    author = "Awbery, F. T",
    title = "Weltraumstaub, die Mondoberfläche und das Alter des Kosmos",
    year = "1983",
    howpublished = "Creation/Evolution, v. 4, S. 21-29",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Awbery, F. T., 1983, Weltraumstaub, die Mondoberfläche und das Alter des Kosmos: Creation/Evolution, v. 4, S. 21-29.}"
}

@misc{kerr1984making8,
    author = "Kerr, R. A",
    title = "Making the Moon from a big splash",
    year = "1984",
    howpublished = "Science, v. 226, p. 1060-1061",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Kerr, R. A., 1984, Making the Moon from a big splash: Science, v. 226, p. 1060-1061.}"
}

THE MAGMA OCEAN CONCEPT AND LUNAR EVOLUTION, Seite 1 von 1 /docserver/preview/fulltext/earth/13/1/annurev.ea.13.050185.001221-1.gif

@article{doi101146annurevea13050185001221,
    author = "Warren, P. H.",
    title = "THE MAGMA OCEAN CONCEPT AND LUNAR EVOLUTION",
    year = "1985",
    journal = "Annual Review of Earth and Planetary Sciences",
    abstract = "THE MAGMA OCEAN CONCEPT AND LUNAR EVOLUTION, Seite 1 von 1 /docserver/preview/fulltext/earth/13/1/annurev.ea.13.050185.001221-1.gif",
    url = "https://doi.org/10.1146/annurev.ea.13.050185.001221",
    doi = "10.1146/annurev.ea.13.050185.001221",
    openalex = "W2101788954"
}

@misc{taylor1985lunar10,
    author = "Taylor, G. J",
    title = "Treffen zum Mondursprung begünstigt die Einschlagtheorie",
    year = "1985",
    howpublished = "Geotimes, v. 30, no. 4, p. 16-17",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Taylor, G. J., 1985, Treffen zum Mondursprung begünstigt die Einschlagtheorie: Geotimes, v. 30, no. 4, p. 16-17.}"
}

@article{doi1010160019103586900886,
    author = "Benz, W. und Slattery, W. L. und Cameron, A. G. W.",
    title = "Der Ursprung des Mondes und die Single-Impact-Hypothese I",
    year = "1986",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(86)90088-6",
    doi = "10.1016/0019-1035(86)90088-6",
    openalex = "W4256175005",
    references = "doi1010160019103583900325"
}

@article{doi1010160019103589901292,
    author = "Benz, W. und Cameron, A. G. W. und Melosh, H. J.",
    title = "Der Ursprung des Mondes und die Single-Impact-Hypothese III",
    year = "1989",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(89)90129-2",
    doi = "10.1016/0019-1035(89)90129-2",
    openalex = "W2014157843",
    references = "doi1010160016703789901506, doi1010160019103583900325, doi1010160022286070900190"
}

Die Reifung der Erdwissenschaften hat zu einer Fragmentierung in Teilgebiete geführt, die sich unvollständig gegenseitig ergänzen. Zu diesen Teilgebieten gehören die Feldgeologie, Petrologie, Mineralogie, Geochemie, Geodäsie und Seismologie, die ihrerseits in noch feinere Einheiten unterteilt sind. Die Wissenschaft hat sich zudem auf die Planeten und sogar den Kosmos ausgeweitet. Die Praktiker in diesen Bereichen neigen dazu, die Erde auf völlig unterschiedliche Weise zu betrachten. Entdeckungen in einem Bereich dringen nur langsam in das Bewusstsein eines Spezialisten in einem anderen Bereich ein. Trotz der Tatsache, dass es nur eine Erde gibt, gibt es wahrscheinlich mehr Theorien der Erde als der Astronomie, Teilchenphysik oder Zellbiologie, bei denen unzählige Proben jedes Objekts vorliegen. Selbst wo es einen Austausch zwischen Disziplinen gibt, ist er meist so laut wie Rauschen. Zu oft werden unbestätigte Annahmen oder Dogmen einer Disziplin als feste Randbedingungen für einen Theoretiker in einem leicht überlappenden Bereich behandelt. Die Daten jedes Teilgebiets sind in der Regel mit einem Bereich von Hypothesen konsistent. Die Möglichkeiten können erheblich eingeschränkt werden, je mehr und vielfältigere Daten auf ein bestimmtes Problem angewendet werden. Die Fragen nach dem Ursprung, der Zusammensetzung und der Evolution der Erde erfordern mindestens Input von Astronomie, Kosmochemie, Meteoritistik, Planetologie, Geologie, Petrologie, Mineralogie, Kristallographie, Materialwissenschaft und Seismologie. Für einen Schüler der Erde sind dies künstliche Einteilungen, obwohl sie notwendig sind, um Fortschritte an einer bestimmten Front zu erzielen. \n \nIn „Theory of the Earth" versuche ich, die einzelnen Teile aus einer Vielzahl von Disziplinen zusammenzuführen, die für ein Verständnis der Erde relevant sind. Gesteine und Magmen sind unsere direkteste Informationsquelle über das Innere, aber sie sind auf die Eigenschaften der Kruste und des oberen Mantels verzerrt. Die Seismologie ist unsere beste Informationsquelle über das tiefe Innere; jedoch erfordert die Interpretation seismischer Daten für Zwecke, die über rein strukturelle hinausgehen, Input von der Festkörperphysik und der experimentellen Petrologie. Obwohl dies kein Buch über Seismologie ist, wird Seismologie auf vielfältige Weise verwendet. \n \nDie hier entwickelte „Theory of the Earth" unterscheidet sich in vielerlei Hinsicht von konventionellen Ansichten. Die Modelle der Petrologen für das Erdinnere konzentrieren sich in der Regel auf die Zusammensetzung von Mantelproben, die in Basalten und Kimberliten enthalten sind. Die einfachste Hypothese, die auf diesen Proben basiert, ist, dass die beobachteten Basalte und Peridotite eine komplementäre Beziehung zueinander haben, dass Peridotite die Quelle der Basalte oder der Rückstand nach deren Entfernung sind, und dass der gesamte Mantel in seiner Zusammensetzung identisch mit der abgeleiteten Chemie des oberen Mantels und der Basaltquelle ist. Der Mantel ist daher homogen in seiner Zusammensetzung, und somit steigen alle Teile des Mantels schließlich an die Oberfläche, um Basalte zu liefern. Eingetauchte Platten erfahren beim Fallen durch den Mantel bis zur Kern-Mantel-Grenze keine Barriere.

@book{openalexw1563457350,
    author = "Anderson, Don L.",
    title = "Theory of the Earth",
    year = "1989",
    booktitle = "CaltechAUTHORS (California Institute of Technology)",
    abstract = {Die Reifung der Erdwissenschaften hat zu einer Fragmentierung in Teilgebiete geführt, die sich unvollkommen gegenseitig ergänzen. Einige dieser Teilgebiete sind Feldgeologie, Petrologie, Mineralogie, Geochemie, Geodäsie und Seismologie, und diese wiederum sind in noch feinere Einheiten unterteilt. Die Wissenschaft hat sich auch auf die Planeten und sogar das Universum ausgeweitet. Die Praktiker in jedem dieser Bereiche neigen dazu, die Erde auf völlig unterschiedliche Weise zu betrachten. Entdeckungen in einem Bereich diffundieren nur langsam in das Bewusstsein eines Spezialisten in einem anderen. Trotz der Tatsache, dass es nur eine Erde gibt, gibt es wahrscheinlich mehr Theorien der Erde als der Astronomie, Teilchenphysik oder Zellbiologie, bei denen es unzählige Proben jedes Objekts gibt. Selbst wo es einen Austausch zwischen Disziplinen gibt, ist er meist so laut wie Rauschen. Zu oft werden unbestätigte Annahmen oder Dogmen einer Disziplin als feste Randbedingungen für einen Theoretiker in einem leicht überlappenden Bereich behandelt. Die Daten jedes Teilgebiets sind in der Regel mit einem Bereich von Hypothesen konsistent. Die Möglichkeiten können erheblich eingeschränkt werden, je mehr und vielfältigere Daten auf ein bestimmtes Problem angewendet werden. Die Fragen nach dem Ursprung, der Zusammensetzung und der Evolution der Erde erfordern mindestens Input von Astronomie, Kosmochemie, Meteoritistik, Planetologie, Geologie, Petrologie, Mineralogie, Kristallographie, Materialwissenschaft und Seismologie. Für einen Schüler der Erde sind dies künstliche Einteilungen, obwohl sie notwendig sind, um Fortschritte an einer bestimmten Front zu erzielen. \n \nIn Theory of the Earth versuche ich, die einzelnen Teile aus einer Vielzahl von Disziplinen zusammenzuführen, die für ein Verständnis der Erde relevant sind. Gesteine und Magmen sind unsere direkteste Informationsquelle über das Innere, aber sie sind auf die Eigenschaften der Kruste und des oberen Mantels verzerrt. Die Seismologie ist unsere beste Informationsquelle über das tiefe Innere; jedoch erfordert die Interpretation seismischer Daten für Zwecke, die über die rein strukturelle hinausgehen, Input von der Festkörperphysik und der experimentellen Petrologie. Obwohl dies kein Buch über Seismologie ist, wird Seismologie auf vielfältige Weise verwendet. \n \nDie hier entwickelte "Theory of the Earth" unterscheidet sich in vielerlei Hinsicht von konventionellen Ansichten. Die Modelle der Petrologen für das Erdinnere konzentrieren sich in der Regel auf die Zusammensetzung von Mantelproben, die in Basalten und Kimberliten enthalten sind. Die einfachste Hypothese, die auf diesen Proben basiert, ist, dass die beobachteten Basalte und Peridotite eine komplementäre Beziehung zueinander haben, dass Peridotite die Quelle der Basalte oder der Rückstand nach ihrer Entfernung sind, und dass der gesamte Mantel in seiner Zusammensetzung identisch ist mit der abgeleiteten Chemie des oberen Mantels und der Basaltquelle. Der Mantel ist daher homogen in seiner Zusammensetzung, und somit steigen alle Teile des Mantels schließlich an die Oberfläche, um Basalte zu liefern. Eingetauchte Platten erfahren beim Fallen durch den Mantel bis zur Kern-Mantel-Grenze keine Barriere.},
    openalex = "W1563457350",
    references = "doi1010079781461261674, doi1010079783642680120, doi1010160012825268901475, doi1010160031920181900467, doi101029jb079i035p05507, doi101029jb082i005p00803, doi101029jb089ib07p05929, doi101029jb089ib07p05987, doi101029jb089ib07p06003, doi101029rg013i003p00001, doi101029rg016i004p00621, doi101038297391a0, doi101038309753a0, doi10111513423694, doi101126science2214611651, doi101130mem97, doi10119011442051, doi102307jctvw1d7dg9, openalexw1572130436, openalexw1604427421, openalexw1624806571"
}

@article{doi101016001910359190046v,
    author = "Cameron, A. G. W. und Benz, W.",
    title = "Der Ursprung des Mondes und die Hypothese des einzelnen Impakts IV",
    year = "1991",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(91)90046-v",
    doi = "10.1016/0019-1035(91)90046-v",
    openalex = "W4232459068",
    references = "doi1010160019103583900325"
}

@article{doi1010160012821x95001383,
    author = "Hess, P. C. und Parmentier, E. M.",
    title = "Ein Modell für die thermische und chemische Evolution des Erdinneren des Mondes: Implikationen für den Beginn der Mare-Vulkanismus",
    year = "1995",
    journal = "Earth and Planetary Science Letters",
    url = "https://doi.org/10.1016/0012-821x(95)00138-3",
    doi = "10.1016/0012-821x(95)00138-3",
    openalex = "W1996895446"
}

Die Ableitung quantitativer Elementkonzentrationen aus multispektralen Bildern des Mondes war seit langem ein Ziel der Mondfernerkundung. Konzentrationskarten mit den räumlichen Auflösungen, die von der jüngsten Clementine-Mission verfügbar sind, würden ein revolutionäres neues Werkzeug zum Verständnis des Ursprungs und der Evolution der Mondkruste bieten. Lucey et al. [1995] stellten eine Methode zur Extraktion der Fe-Konzentration aus der multispektralen Bildgebung des Mondes vor. Dieser Artikel untersucht und quantifiziert wichtige Aspekte dieser Technik, die von Lucey et al. nicht untersucht wurden und die das Potenzial hatten, ihre Nützlichkeit erheblich einzuschränken. Zu diesen Aspekten gehören die Auswirkungen der Reife, der Korngröße, der Mineralogie, der Beschattung durch Topografie und des Vorhandenseins von Glas. Wir stellen zudem einen neuen Algorithmus zur Ableitung von TiO 2 aus der multispektralen Bildgebung sowohl von Mare- als auch von Hochland-Einheiten vor. Wir finden, dass beide Techniken nur schwach auf die Reife reagieren und eine Genauigkeit von etwa 1 Gew.-% auf Basis der Untersuchung der spektralen Eigenschaften und Zusammensetzungen der aufgelösten Mondprobenstationen, die von Blewett et al. [1997] vorgestellt wurden, aufweisen. Wir diskutieren diese Ergebnisse auch im Kontext zweier konträrer Ansichten zur Wirkung der Zusammensetzung auf die spektralen Eigenschaften des Mondes, die von Pieters und Mitarbeitern sowie von Hapke und Mitarbeitern vorgestellt wurden. Wir finden die Ansicht von Hapke und Mitarbeitern besser mit unseren Beobachtungen vereinbar. Unter Verwendung eines globalen Mosaiks aus Clementine-Multispektraldaten und dieser Elementableitungs-Algorithmen finden wir, dass die globale modale Häufigkeit von FeO 4,5 Gew.-% ± 1 Gew.-% und die globale modale Häufigkeit von TiO 2 0,45 Gew.-% ± 1 Gew.-% beträgt.

@article{doi10102997je03019,
    author = "Lucey, P. G. und Blewett, D. T. und Hawke, B. R.",
    title = "Mapping the FeO and TiO 2 content of the lunar surface with multispectral imagery",
    year = "1998",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Die Ableitung quantitativer Elementkonzentrationen aus multispektralen Bildern des Mondes war seit langem ein Ziel der Mondfernerkundung. Konzentrationskarten mit den räumlichen Auflösungen, die von der jüngsten Clementine-Mission verfügbar sind, würden ein revolutionäres neues Werkzeug zum Verständnis des Ursprungs und der Evolution der Mondkruste bieten. Lucey et al. [1995] stellten eine Methode zur Extraktion der Fe-Konzentration aus der multispektralen Bildgebung des Mondes vor. Dieser Artikel untersucht und quantifiziert wichtige Aspekte dieser Technik, die von Lucey et al. nicht untersucht wurden und die das Potenzial hatten, ihre Nützlichkeit erheblich einzuschränken. Zu diesen Aspekten gehören die Auswirkungen der Reife, der Korngröße, der Mineralogie, der Beschattung durch Topografie und des Vorhandenseins von Glas. Wir stellen zudem einen neuen Algorithmus zur Ableitung von TiO 2 aus der multispektralen Bildgebung sowohl von Mare- als auch von Hochland-Einheiten vor. Wir finden, dass beide Techniken nur schwach auf die Reife reagieren und eine Genauigkeit von etwa 1 Gew.-% auf Basis der Untersuchung der spektralen Eigenschaften und Zusammensetzungen der aufgelösten Mondprobenstationen, die von Blewett et al. [1997] vorgestellt wurden, aufweisen. Wir diskutieren diese Ergebnisse auch im Kontext zweier konträrer Ansichten zur Wirkung der Zusammensetzung auf die spektralen Eigenschaften des Mondes, die von Pieters und Mitarbeitern sowie von Hapke und Mitarbeitern vorgestellt wurden. Wir finden die Ansicht von Hapke und Mitarbeitern besser mit unseren Beobachtungen vereinbar. Unter Verwendung eines globalen Mosaiks aus Clementine-Multispektraldaten und dieser Elementableitungs-Algorithmen finden wir, dass die globale modale Häufigkeit von FeO 4,5 Gew.-% ± 1 Gew.-% und die globale modale Häufigkeit von TiO 2 0,45 Gew.-% ± 1 Gew.-% beträgt.",
    url = "https://doi.org/10.1029/97je03019",
    doi = "10.1029/97je03019",
    openalex = "W2075351638"
}

Geophysikalische, Fernerkundungs- und Proben-Daten zeigen, dass die Procellarum- und Imbrium-Regionen des Mondes eine einzigartige geochemische Krustenprovinz bilden (hier als Procellarum KREEP Terrane bezeichnet). Geochemische Studien der Imbrium-Ejektas sowie die Krustenstruktur der Imbrium- und Serenitatis-Becken deuten darauf hin, dass ein großer Teil der mondkrusten in diesem Gebiet aus einem Material besteht, das in seiner Zusammensetzung dem Apollo 15 KREEP-Basalt ähnelt. KREEP-Basalt enthält etwa 300-mal mehr Uran und Thorium als Chondrite, was impliziert, dass ein großer Teil der wärmeerzeugenden Elemente des Mondes innerhalb dieser einzigen Krustenprovinz lokalisiert ist. Die räumliche Verteilung des Mare-Vulkanismus verläuft eng parallel zu den Grenzen des Procellarum KREEP Terrane, was auf einen kausalen Zusammenhang zwischen beiden Phänomenen hindeutet. Wir haben die thermische Evolution des Mondes mit einem einfachen Wärmeleitungsmodell modelliert und gezeigt, dass aufgrund der hohen Abundanz wärmeerzeugender Elemente, die im Procellarum KREEP Terrane gefunden werden, eine partielle Schmelze des darunterliegenden Mantels eine unvermeidliche Folge ist. Konkret sagt unser Modell voraus, dass durch das Platzieren einer 10-km dicken KREEP-Basalt-Schicht am Grund der Kruste dort der Mare-Vulkanismus den Großteil der Mondgeschichte umfassen sollte und dass die Schmelztiefe mit der Zeit zunimmt, bis zu einer maximalen Tiefe von etwa 600 km. Wir schlagen vor, dass die 500-km seismische Diskontinuität, die in den Apollo-Seismikdaten beobachtet wird, diese maximale Schmelztiefe repräsentieren könnte. Unser Modell sagt auch voraus, dass die KREEP-Basalt-Schicht einige Milliarden Jahre lang teilweise geschmolzen bleiben sollte. Daher hat das Imbrium-Impakt-Ereignis höchstwahrscheinlich in eine teilweise geschmolzene KREEP-Basalt-Magma-Kammer gegraben. Wir postulieren, dass die KREEP-Basalt-Zusammensetzung ein Nebenprodukt des Mischens von urKREEP mit flachen partiellen Schmelzen des darunterliegenden Mantels ist. Da Mg-Suite-Gesteine wahrscheinlich aus kristallisierendem KREEP-Basalt abgeleitet sind, ist die Herkunft dieser plutonischen Gesteine wahrscheinlich einzigartig für diese Region des Mondes.

@article{doi1010291999je001092,
    author = "Wieczorek, M. A. und Phillips, R. J.",
    title = "The „Procellarum KREEP Terrane": Implikationen für Mare-Vulkanismus und Mond-Evolution",
    year = "2000",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Geophysikalische, Fernerkundungs- und Proben-Daten zeigen, dass die Procellarum- und Imbrium-Regionen des Mondes eine einzigartige geochemische Krustenprovinz bilden (hier als Procellarum KREEP Terrane bezeichnet). Geochemische Studien der Imbrium-Ejektas sowie die Krustenstruktur der Imbrium- und Serenitatis-Becken deuten darauf hin, dass ein großer Teil der mondkrusten in diesem Gebiet aus einem Material besteht, das in seiner Zusammensetzung dem Apollo 15 KREEP-Basalt ähnelt. KREEP-Basalt enthält etwa 300-mal mehr Uran und Thorium als Chondrite, was impliziert, dass ein großer Teil der wärmeerzeugenden Elemente des Mondes innerhalb dieser einzigen Krustenprovinz lokalisiert ist. Die räumliche Verteilung des Mare-Vulkanismus verläuft eng parallel zu den Grenzen des Procellarum KREEP Terrane, was auf einen kausalen Zusammenhang zwischen beiden Phänomenen hindeutet. Wir haben die thermische Evolution des Mondes mit einem einfachen Wärmeleitungsmodell modelliert und gezeigt, dass aufgrund der hohen Abundanz wärmeerzeugender Elemente, die im Procellarum KREEP Terrane gefunden werden, eine partielle Schmelze des darunterliegenden Mantels eine unvermeidliche Folge ist. Konkret sagt unser Modell voraus, dass durch das Platzieren einer 10-km dicken KREEP-Basalt-Schicht am Grund der Kruste dort der Mare-Vulkanismus den Großteil der Mondgeschichte umfassen sollte und dass die Schmelztiefe mit der Zeit zunimmt, bis zu einer maximalen Tiefe von etwa 600 km. Wir schlagen vor, dass die 500-km seismische Diskontinuität, die in den Apollo-Seismikdaten beobachtet wird, diese maximale Schmelztiefe repräsentieren könnte. Unser Modell sagt auch voraus, dass die KREEP-Basalt-Schicht einige Milliarden Jahre lang teilweise geschmolzen bleiben sollte. Daher hat das Imbrium-Impakt-Ereignis höchstwahrscheinlich in eine teilweise geschmolzene KREEP-Basalt-Magma-Kammer gegraben. Wir postulieren, dass die KREEP-Basalt-Zusammensetzung ein Nebenprodukt des Mischens von urKREEP mit flachen partiellen Schmelzen des darunterliegenden Mantels ist. Da Mg-Suite-Gesteine wahrscheinlich aus kristallisierendem KREEP-Basalt abgeleitet sind, ist die Herkunft dieser plutonischen Gesteine wahrscheinlich einzigartig für diese Region des Mondes.",
    url = "https://doi.org/10.1029/1999je001092",
    doi = "10.1029/1999je001092",
    openalex = "W2152643502",
    references = "doi1010291999je001103"
}

Im Lichte globaler Fernerkundungsdaten kann die magmatische Kruste des Mondes nicht mehr als eine einfache, global geschichtete Kumlstruktur betrachtet werden, die aus einer Auftriebs-Oberkruste aus Anorthosit besteht, die von zunehmend mafischeren Gesteinen unterlagert wird und eine Restschmelze-(KREEP)-Sandwich-Horizont in der Nähe der Basis der unteren Kruste aufweist. Stattdessen zeigen globale geochemische Informationen, die aus Clementine-Multispektraldaten und Lunar Prospector-Gammastrahlungsdaten abgeleitet wurden, mindestens drei distincte Provinzen, deren Geochemie und petrologische Geschichte sie geologisch einzigartig machen: (1) das Procellarum KREEP Terrane (PKT), (2) das Feldspathic High‐lands Terrane (FHT) und (3) das South Pole‐Aitken Terrane (SPAT). Das PKT ist eine mafische Provinz, die mit dem weitgehend neu überformten Gebiet in der Procellarum‐Imbrium-Region übereinstimmt, dessen Petrogenese mit der frühen Differenzierung des Mondes zusammenhängt. Hier ist etwa 40 % des Th in der Mondkruste in einem Gebiet konzentriert, das nur etwa 10 % des Krustenvolumens ausmacht. Diese Konzentration von Th (durchschnittlich ∼5 ppm) und implizit der anderen wärmeerzeugenden Elemente, U und K, führte zu einer grundlegend anderen thermischen und magmatischen Entwicklung in diesem Gebiet im Vergleich zu anderen Teilen der Mondkruste. Unterkrustale Materialien innerhalb des PKT interagierten wahrscheinlich mit darunterliegenden Mantelmaterialien, um hybride Magmatismus zu erzeugen, was zur magnesianischen Suite von Mondgesteinen und möglicherweise KREEP-Basalt führte. Obwohl selten in der Apollo-Probenkollektion, deuten die Fernerkundungsdaten auf weit verbreitete Mare-Vulkanitgesteine mit erheblicher Th-Anreicherung hin, die möglicherweise weitere Interaktionen zwischen angereicherten Krustenresten und Mantelquellen widerspiegeln. Das FHT zeichnet sich durch eine zentrale anorthositische Region aus, die den Rest eines anorthositischen Kratons darstellt, der aus der frühen Mond-Differenzierung resultiert. Beckenimpakte in diese Region graben nicht signifikant mehr mafisches Material aus, was auf eine Dicke von Zehnteln von Kilometern anorthositischer Kruste hindeutet. Die feldspathischen Mondmeteoriten könnten Proben aus der anorthositischen zentralen Region des FHT darstellen. Ejektas aus tief eindringenden Beckenimpakten außerhalb der zentralen anorthositischen Region deuten jedoch auf eine zunehmend mafische Zusammensetzung mit der Tiefe hin. Das SPAT, eine mafische Anomalie von großer Magnitude, kann Material des oberen Mantels sowie der unteren Kruste umfassen; daher wird es als separates Terrane bezeichnet. Ob der SPA-Becken-Impakt einfach untere Kruste freigelegt hat, wie wir für das FHT ableiten, bleibt zu bestimmen.

@article{doi1010291999je001103,
    author = "Jolliff, Bradley L. and Gillis, Jeffrey J. and Haskin, L. A. and Korotev, R. L. and Wieczorek, M. A.",
    title = "Major lunar crustal terranes: Surface expressions and crust‐mantle origins",
    year = "2000",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Im Lichte globaler Fernerkundungsdaten kann die magmatische Kruste des Mondes nicht mehr als eine einfache, global geschichtete Kumlstruktur betrachtet werden, die aus einer Auftriebs-Oberkruste aus Anorthosit besteht, die von zunehmend mafischeren Gesteinen unterlagert wird und eine Restschmelze-(KREEP)-Sandwich-Horizont in der Nähe der Basis der unteren Kruste aufweist. Stattdessen zeigen globale geochemische Informationen, die aus Clementine-Multispektraldaten und Lunar Prospector-Gammastrahlungsdaten abgeleitet wurden, mindestens drei distincte Provinzen, deren Geochemie und petrologische Geschichte sie geologisch einzigartig machen: (1) das Procellarum KREEP Terrane (PKT), (2) das Feldspathic High‐lands Terrane (FHT) und (3) das South Pole‐Aitken Terrane (SPAT). Das PKT ist eine mafische Provinz, die mit dem weitgehend neu überformten Gebiet in der Procellarum‐Imbrium-Region übereinstimmt, dessen Petrogenese mit der frühen Differenzierung des Mondes zusammenhängt. Hier ist etwa 40\% des Th in der Mondkruste in einem Gebiet konzentriert, das nur etwa 10\% des Krustenvolumens ausmacht. Diese Konzentration von Th (durchschnittlich ∼5 ppm) und implizit der anderen wärmeerzeugenden Elemente, U und K, führte zu einer grundlegend anderen thermischen und magmatischen Entwicklung in diesem Gebiet im Vergleich zu anderen Teilen der Mondkruste. Unterkrustale Materialien innerhalb des PKT interagierten wahrscheinlich mit darunterliegenden Mantelmaterialien, um hybride Magmatismus zu erzeugen, was zur magnesianischen Suite von Mondgesteinen und möglicherweise KREEP-Basalt führte. Obwohl selten in der Apollo-Probenkollektion, deuten die Fernerkundungsdaten auf weit verbreitete Mare-Vulkanitgesteine mit erheblicher Th-Anreicherung hin, die möglicherweise weitere Interaktionen zwischen angereicherten Krustenresten und Mantelquellen widerspiegeln. Das FHT zeichnet sich durch eine zentrale anorthositische Region aus, die den Rest eines anorthositischen Kratons darstellt, der aus der frühen Mond-Differenzierung resultiert. Beckenimpakte in diese Region graben nicht signifikant mehr mafisches Material aus, was auf eine Dicke von Zehnteln von Kilometern anorthositischer Kruste hindeutet. Die feldspathischen Mondmeteoriten könnten Proben aus der anorthositischen zentralen Region des FHT darstellen. Ejektas aus tief eindringenden Beckenimpakten außerhalb der zentralen anorthositischen Region deuten jedoch auf eine zunehmend mafische Zusammensetzung mit der Tiefe hin. Das SPAT, eine mafische Anomalie von großer Magnitude, kann Material des oberen Mantels sowie der unteren Kruste umfassen; daher wird es als separates Terrane bezeichnet. Ob der SPA-Becken-Impakt einfach untere Kruste freigelegt hat, wie wir für das FHT ableiten, bleibt zu bestimmen.",
    url = "https://doi.org/10.1029/1999je001103",
    doi = "10.1029/1999je001103",
    openalex = "W2071619825",
    references = "doi1010160012821x95001383, doi101016001670378990286x, doi101016016093279290014g, doi1010291999je001092, doi10102997je03019, doi10102997je03136, doi101126science26651921835, doi101126science26651921839, doi101126science26852141150, openalexw2302969081"
}

Zusammenfassung— Im ursprünglichen Sonnensystem waren die plausibelsten Quellen für das von der Erde akkretierte Wasser der äußere Asteroidengürtel, die Regionen der Riesenplaneten und der Kuipergürtel. Wir untersuchen die Implikationen für den Ursprung des Wassers der Erde aus dynamischen Modellen der ursprünglichen Entwicklung von Sonnensystemkörpern und prüfen sie im Hinblick auf chemische Einschränkungen. Wir finden, dass es plausibel ist, dass die Erde während ihrer gesamten Entstehung Wasser akkretiert hat, von den frühen Phasen, in denen die Sonnennebel noch vorhanden war, bis zu den späten Stadien des gasfreien Abscheids von zerstreuten Planetesimalen. Asteroiden und Kometen aus der Jupiter-Saturn-Region waren die ersten Wasserlieferanten, als die Erde weniger als die Hälfte ihrer heutigen Masse hatte. Der Großteil des derzeit auf der Erde vorhandenen Wassers wurde von wenigen planetaren Embryos transportiert, die ursprünglich im äußeren Asteroidengürtel entstanden und von der Erde im letzten Stadium ihrer Entstehung akkretiert wurden. Schließlich ereignete sich ein später Überzug, der höchstens 10 % der gegenwärtigen Wassermasse ausmachte, aufgrund von Kometen aus der Uranus-Neptun-Region und aus dem Kuipergürtel. Das Nettoergebnis der Akkretion aus diesen mehreren Reservoiren ist, dass das Wasser auf der Erde im Wesentlichen das D/H-Verhältnis aufwies, das typisch für das im äußeren Asteroidengürtel kondensierte Wasser ist. Dies stimmt mit der Beobachtung überein, dass das D/H-Verhältnis in den Ozeanen dem Mittelwert des D/H-Verhältnisses der Wasserinklusionen in kohlenstoffhaltigen Chondriten sehr nahe kommt.

@article{doi101111j194551002000tb01518x,
    author = "Morbidelli, Alessandro und Chambers, John und Lunine, J. I. und Petit, Jean-Marc und Robert, F. und Valsecchi, G. B. und Cyr, K. E.",
    title = "Quellregionen und Zeitskalen für die Lieferung von Wasser zur Erde",
    year = "2000",
    journal = "Meteoritics and Planetary Science",
    abstract = "Zusammenfassung— Im ursprünglichen Sonnensystem waren die plausibelsten Quellen für das von der Erde akkretierte Wasser der äußere Asteroidengürtel, die Regionen der Riesenplaneten und der Kuipergürtel. Wir untersuchen die Implikationen für den Ursprung des Wassers der Erde aus dynamischen Modellen der ursprünglichen Entwicklung von Sonnensystemkörpern und prüfen sie im Hinblick auf chemische Einschränkungen. Wir finden, dass es plausibel ist, dass die Erde während ihrer gesamten Entstehung Wasser akkretiert hat, von den frühen Phasen, in denen die Sonnennebel noch vorhanden war, bis zu den späten Stadien des gasfreien Abscheids von zerstreuten Planetesimalen. Asteroiden und Kometen aus der Jupiter-Saturn-Region waren die ersten Wasserlieferanten, als die Erde weniger als die Hälfte ihrer heutigen Masse hatte. Der Großteil des derzeit auf der Erde vorhandenen Wassers wurde von wenigen planetaren Embryos transportiert, die ursprünglich im äußeren Asteroidengürtel entstanden und von der Erde im letzten Stadium ihrer Entstehung akkretiert wurden. Schließlich ereignete sich ein später Überzug, der höchstens 10 % der gegenwärtigen Wassermasse ausmachte, aufgrund von Kometen aus der Uranus-Neptun-Region und aus dem Kuipergürtel. Das Nettoergebnis der Akkretion aus diesen mehreren Reservoiren ist, dass das Wasser auf der Erde im Wesentlichen das D/H-Verhältnis aufwies, das typisch für das im äußeren Asteroidengürtel kondensierte Wasser ist. Dies stimmt mit der Beobachtung überein, dass das D/H-Verhältnis in den Ozeanen dem Mittelwert des D/H-Verhältnisses der Wasserinklusionen in kohlenstoffhaltigen Chondriten sehr nahe kommt.",
    url = "https://doi.org/10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x",
    doi = "10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x",
    openalex = "W2014359877",
    references = "doi101006icar19941039, doi101006icar19960190, doi101006icar19986007, doi101006icar19996299, doi1010079781461261674, doi101007bf00642464, doi1010160019103588900310, doi101016001910359190036s, doi101017cbo9780511545986, doi101126science25550501391, doi101126science27653191670"
}

@article{doi10103835089010,
    author = "Canup, R. M. und Asphaug, Erik",
    title = "Ursprung des Mondes in einem gigantischen Einschlag am Ende der Entstehung der Erde",
    year = "2001",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/35089010",
    doi = "10.1038/35089010",
    openalex = "W2043818941",
    references = "doi101006icar19960083, doi101006icar20006581, doi1010160019103575900706, doi1010160019103586900886, doi1010160019103589901292, doi101016001910359190046v, doi10103838669, doi101086112164, doi101086191344, openalexw139796423"
}

▪ Zusammenfassung Die Theorie des großen Einschlags ist die führende Hypothese für den Ursprung des Mondes. Diese Übersicht konzentriert sich auf dynamische Aspekte einer durch einen Einschlag verursachten Mondentstehung, insbesondere auf jene Bereiche, die in den letzten zehn Jahren erheblich vorangeschritten sind, einschließlich (a) späte terrestrische Akkretion, (b) Simulationen von großen Einschlägen, (c) Entwicklung der protolunaren Scheibe und Mondakkretion sowie (d) den Ursprung der anfänglichen Mondneigung. Insgesamt bieten jüngste Entwicklungen nun eine relativ konsistente dynamische Erklärung für den Ursprung des Mondes durch einen späten großen Einschlag mit der Erde und deuten darauf hin, dass die Einschlag-bedingte Entstehung von Satelliten wahrscheinlich ein häufiger Prozess in der späten Bildung fester Planeten ist.

@article{doi101146annurevastro41082201113457,
    author = "Canup, R. M.",
    title = "Dynamics of Lunar Formation",
    year = "2004",
    journal = "Annual Review of Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "▪ Zusammenfassung Die Theorie des großen Einschlags ist die führende Hypothese für den Ursprung des Mondes. Diese Übersicht konzentriert sich auf dynamische Aspekte einer durch einen Einschlag verursachten Mondentstehung, insbesondere auf jene Bereiche, die in den letzten zehn Jahren erheblich vorangeschritten sind, einschließlich (a) späte terrestrische Akkretion, (b) Simulationen von großen Einschlägen, (c) Entwicklung der protolunaren Scheibe und Mondakkretion sowie (d) den Ursprung der anfänglichen Mondneigung. Insgesamt bieten jüngste Entwicklungen nun eine relativ konsistente dynamische Erklärung für den Ursprung des Mondes durch einen späten großen Einschlag mit der Erde und deuten darauf hin, dass die Einschlag-bedingte Entstehung von Satelliten wahrscheinlich ein häufiger Prozess in der späten Bildung fester Planeten ist.",
    url = "https://doi.org/10.1146/annurev.astro.41.082201.113457",
    doi = "10.1146/annurev.astro.41.082201.113457",
    openalex = "W2140944900",
    references = "doi101006icar20016639, doi101007978940102585013, doi1010160019103575900706, doi10103835089010, doi101038nature00982, doi101046j13658711199902379x, doi101086112164, doi101086115978, doi101086158356, doi101146annurevaa30090192002551"
}

Das Hauptziel der vorliegenden Studie besteht darin, die Ergebnisse einer Inversion des Apollo-Mondseismodatensatzes, der Mondmasse und des Trägheitsmoments im Detail zu erörtern. Wir haben direkt für die chemische Zusammensetzung und Temperatur des Mondes unter Verwendung des Modellsystems CaO‐FeO‐MgO‐Al 2 O 3 ‐SiO 2 invertiert. Durch Minimierung der Gibbs'schen freien Energie werden stabile Mineralphasen bei den interessierenden Temperaturen und Drücken, ihre Moden und physikalischen Eigenschaften berechnet. Wir bestimmen den Zusammensetzungsbereich der Oxidelemente, den thermischen Zustand, den Mg#, die Mineralogie und die physikalische Struktur des Mondinneren sowie die Einschränkung der Kerngröße und -dichte. Die Ergebnisse deuten auf eine Mondmantelmineralogie hin, die von Olivin und Orthopyroxen dominiert wird (−80 Vol%), wobei der Rest aus Klinopyroxen und einer aluminiumhaltigen Phase besteht (Plagioklas, Spinel und Granat sind in den Tiefenbereichen 0–150 km, 150–200 km und >200 km vorhanden). Dieses Modell ist weitgehend konsistent mit Einschränkungen der Mantelmineralogie, die aus experimentellen und beobachtungsbezogenen Studien der Phasenbeziehungen und Spurenelementzusammensetzungen von Mond-Mare-Basalten und pikritischen Gläsern abgeleitet wurden. Insbesondere haben wir festgestellt, dass durch Schmelzen einer typischen Mantelzusammensetzung mit dem pMELTS-Algorithmus eine Reihe von Batch-Schmelzen, die aus diesen Modellen generiert wurden, Merkmale gemeinsam mit niedrig-Ti-Mare-Basalten und pikritischen Gläsern aufweisen. Unsere Ergebnisse deuten auch auf eine Gesamtzusammensetzung des Mondes und einen Mg#, der sich von dem des oberen Erdmantels unterscheidet, der durch die Pyrolit-Zusammensetzung repräsentiert wird. Dieser Unterschied spiegelt sich in einem niedrigeren Gesamt-Mg# des Mondes wider (−0,83). Die Ergebnisse deuten zudem auf einen kleinen, eisenähnlichen Kern mit einem Radius von etwa 340 km hin.

@article{doi1010292005je002608,
    author = "Khan, A. und Maclennan, John und Taylor, S. R. und Connolly, J. A. D.",
    title = "Sind die Erde und der Mond in ihrer Zusammensetzung ähnlich? Schlussfolgerungen zur Mondzusammensetzung und Implikationen für den Ursprung und die Evolution des Mondes aus geophysikalischen Modellen",
    year = "2006",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Das Hauptziel der vorliegenden Studie besteht darin, die Ergebnisse einer Inversion des Apollo-Mondseismodatensatzes, der Mondmasse und des Trägheitsmoments im Detail zu erörtern. Wir haben direkt für die chemische Zusammensetzung und Temperatur des Mondes unter Verwendung des Modellsystems CaO‐FeO‐MgO‐Al 2 O 3 ‐SiO 2 invertiert. Durch Minimierung der Gibbs'schen freien Energie werden stabile Mineralphasen bei den interessierenden Temperaturen und Drücken, ihre Moden und physikalischen Eigenschaften berechnet. Wir bestimmen den Zusammensetzungsbereich der Oxidelemente, den thermischen Zustand, den Mg\#, die Mineralogie und die physikalische Struktur des Mondinneren sowie die Einschränkung der Kerngröße und -dichte. Die Ergebnisse deuten auf eine Mondmantelmineralogie hin, die von Olivin und Orthopyroxen dominiert wird (−80 Vol\%), wobei der Rest aus Klinopyroxen und einer aluminiumhaltigen Phase besteht (Plagioklas, Spinel und Granat sind in den Tiefenbereichen 0–150 km, 150–200 km und >200 km vorhanden). Dieses Modell ist weitgehend konsistent mit Einschränkungen der Mantelmineralogie, die aus experimentellen und beobachtungsbezogenen Studien der Phasenbeziehungen und Spurenelementzusammensetzungen von Mond-Mare-Basalten und pikritischen Gläsern abgeleitet wurden. Insbesondere haben wir festgestellt, dass durch Schmelzen einer typischen Mantelzusammensetzung mit dem pMELTS-Algorithmus eine Reihe von Batch-Schmelzen, die aus diesen Modellen generiert wurden, Merkmale gemeinsam mit niedrig-Ti-Mare-Basalten und pikritischen Gläsern aufweisen. Unsere Ergebnisse deuten auch auf eine Gesamtzusammensetzung des Mondes und einen Mg\# hin, der sich von dem des oberen Erdmantels unterscheidet, der durch die Pyrolit-Zusammensetzung repräsentiert wird. Dieser Unterschied spiegelt sich in einem niedrigeren Gesamt-Mg\# des Mondes wider (−0,83). Die Ergebnisse deuten zudem auf einen kleinen, eisenähnlichen Kern mit einem Radius von etwa 340 km hin.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2005je002608",
    doi = "10.1029/2005je002608",
    openalex = "W2161379573",
    references = "doi1010079781461261674, doi101007bf00307281, doi1010160009254194001404, doi101016jepsl200504033, doi1010291999je001103, doi1010292003gc000597, doi10102994jb03097, doi10103835089010, doi101111j194551001990tb00717x, openalexw1574224119"
}

@article{doi102138rmg2006604,
    author = "Shearer, C. K.",
    title = "Thermal and Magmatic Evolution of the Moon",
    year = "2006",
    journal = "Reviews in Mineralogy and Geochemistry",
    url = "https://doi.org/10.2138/rmg.2006.60.4",
    doi = "10.2138/rmg.2006.60.4",
    openalex = "W2122195812",
    references = "doi1010291999je001103, doi10103835089010"
}

Das Hauptziel der vorliegenden Studie besteht darin, die Ergebnisse einer Inversion des Apollo-Mondseismodatensatzes, der Mondmasse und des Trägheitsmoments im Detail zu erörtern. Wir haben direkt für die chemische Zusammensetzung und Temperatur des Mondes unter Verwendung des Modellsystems CaO‐FeO‐MgO‐Al 2 O 3 ‐SiO 2 invertiert. Durch Minimierung der Gibbs'schen freien Energie werden stabile Mineralphasen bei den interessierenden Temperaturen und Drücken, ihre Modalitäten und physikalischen Eigenschaften berechnet. Wir bestimmen den Zusammensetzungsbereich der Oxidelemente, den thermischen Zustand, den Mg#, die Mineralogie und die physikalische Struktur des Mondinneren sowie die Einschränkung der Kerngröße und -dichte. Die Ergebnisse deuten auf eine Mondmantelmineralogie hin, die von Olivin und Orthopyroxen dominiert wird (−80 Vol%), wobei der Rest aus Klinopyroxen und einer aluminiumhaltigen Phase besteht (Plagioklas, Spinel und Granat sind in den Tiefenbereichen 0–150 km, 150–200 km und >200 km vorhanden). Dieses Modell ist weitgehend konsistent mit Einschränkungen der Mantelmineralogie, die aus experimentellen und beobachtungsbezogenen Studien der Phasenbeziehungen und Spurenelementzusammensetzungen von Mond-Mare-Basalten und picritischen Gläsern abgeleitet wurden. Insbesondere haben wir durch Schmelzen einer typischen Mantelzusammensetzung unter Verwendung des pMELTS-Algorithmus festgestellt, dass eine Reihe von Batch-Schmelzen, die aus diesen Modellen generiert wurden, Merkmale gemeinsam mit niedrig-Ti-Mare-Basalten und picritischen Gläsern aufweisen. Unsere Ergebnisse deuten auch auf eine Gesamtzusammensetzung des Mondes und einen Mg# hin, der sich von dem des oberen Erdmantels unterscheidet, der durch die Pyrolit-Zusammensetzung repräsentiert wird. Dieser Unterschied spiegelt sich in einem niedrigeren Gesamt-Mg# des Mondes wider (−0,83). Die Ergebnisse deuten zudem auf einen kleinen eisenähnlichen Kern mit einem Radius von etwa 340 km hin.

@article{khan2006are,
    author = "Khan, A. und Maclennan, J. und Taylor, S. R. und Connolly, J. A. D.",
    title = "Sind die Erde und der Mond in ihrer Zusammensetzung ähnlich? Schlussfolgerungen zur Mondzusammensetzung und Implikationen für den Ursprung und die Evolution des Mondes aus geophysikalischen Modellen",
    year = "2006",
    journal = "Journal of Geophysical Research: Planets",
    abstract = "Das Hauptziel der vorliegenden Studie besteht darin, die Ergebnisse einer Inversion des Apollo-Mondseismodatensatzes, der Mondmasse und des Trägheitsmoments im Detail zu erörtern. Wir haben direkt für die chemische Zusammensetzung und Temperatur des Mondes unter Verwendung des Modellsystems CaO‐FeO‐MgO‐Al 2 O 3 ‐SiO 2 invertiert. Durch Minimierung der Gibbs'schen freien Energie werden stabile Mineralphasen bei den interessierenden Temperaturen und Drücken, ihre Modalitäten und physikalischen Eigenschaften berechnet. Wir bestimmen den Zusammensetzungsbereich der Oxidelemente, den thermischen Zustand, den Mg\#, die Mineralogie und die physikalische Struktur des Mondinneren sowie die Einschränkung der Kerngröße und -dichte. Die Ergebnisse deuten auf eine Mondmantelmineralogie hin, die von Olivin und Orthopyroxen dominiert wird (−80 Vol\%), wobei der Rest aus Klinopyroxen und einer aluminiumhaltigen Phase besteht (Plagioklas, Spinel und Granat sind in den Tiefenbereichen 0–150 km, 150–200 km und >200 km vorhanden). Dieses Modell ist weitgehend konsistent mit Einschränkungen der Mantelmineralogie, die aus experimentellen und beobachtungsbezogenen Studien der Phasenbeziehungen und Spurenelementzusammensetzungen von Mond-Mare-Basalten und picritischen Gläsern abgeleitet wurden. Insbesondere haben wir durch Schmelzen einer typischen Mantelzusammensetzung unter Verwendung des pMELTS-Algorithmus festgestellt, dass eine Reihe von Batch-Schmelzen, die aus diesen Modellen generiert wurden, Merkmale gemeinsam mit niedrig-Ti-Mare-Basalten und picritischen Gläsern aufweisen. Unsere Ergebnisse deuten auch auf eine Gesamtzusammensetzung des Mondes und einen Mg\# hin, der sich von dem des oberen Erdmantels unterscheidet, der durch die Pyrolit-Zusammensetzung repräsentiert wird. Dieser Unterschied spiegelt sich in einem niedrigeren Gesamt-Mg\# des Mondes wider (−0,83). Die Ergebnisse deuten zudem auf einen kleinen eisenähnlichen Kern mit einem Radius von etwa 340 km hin.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2005je002608",
    doi = "10.1029/2005je002608",
    number = "E5",
    openalex = "W2161379573",
    volume = "111",
    references = "doi1010079781461261674, doi101007bf00307281, doi1010160009254194001404, doi101016jepsl200504033, doi1010291999je001103, doi1010292003gc000597, doi10102994jb03097, doi10103835089010, doi101111j194551001990tb00717x, openalexw1574224119"
}

@article{doi101016jepsl201110040,
    author = "Marty, Bernard",
    title = "The origins and concentrations of water, carbon, nitrogen and noble gases on Earth",
    year = "2011",
    journal = "Earth and Planetary Science Letters",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.epsl.2011.10.040",
    doi = "10.1016/j.epsl.2011.10.040",
    openalex = "W2095245998",
    references = "doi1010160009254194001404, doi101016001670378990286x, doi101017cbo9780511545986, doi1010292003gc000597, doi101038nature00995, doi101038nature01073, doi101038nature03676, doi101038nature10201, doi101111j194551002000tb01518x, doi101130001676061951621111ghosw20co2"
}

@article{doi101038nature11507,
    author = "Paniello, Randal C. und Day, James M.D. und Moynier, Frédéric",
    title = "Zinc isotopic evidence for the origin of the Moon",
    year = "2012",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/nature11507",
    doi = "10.1038/nature11507",
    openalex = "W2021930649"
}

Ein gemeinsamer Ursprung für den Mond und die Erde wird durch ihre identische isotopische Zusammensetzung gefordert. Allerdings zeigen Simulationen der aktuellen Hypothese eines großen Impakts für die Mondentstehung, dass der Großteil des Mondmaterials vom Impaktor stammt, der eine andere isotopische Signatur gehabt haben sollte. Vorherige Studien zur Mondentstehung gingen davon aus, dass der Drehimpuls nach dem Impakt dem der Gegenwart ähnlich war; jedoch sind Planeten mit Erdmasse mit höheren Rotationsraten am Ende der Akkretion zu erwarten. Hier zeigen wir, dass typische letzte große Impakte auf eine schnell rotierende Proto-Erd einen Mond bildenden Scheiben erzeugen können, der primär aus dem Erdmantel stammt. Darüber hinaus finden wir, dass ein schneller rotierendes frühes Erd-Mond-System Drehimpuls verlieren und den gegenwärtigen Zustand durch eine orbitale Resonanz zwischen Sonne und Mond erreichen kann.

@article{doi101126science1225542,
    author = "Ćuk, Matija und Stewart, Sarah T.",
    title = "Making the Moon from a Fast-Spinning Earth: A Giant Impact Followed by Resonant Despinning",
    year = "2012",
    journal = "Science",
    abstract = "Ein gemeinsamer Ursprung für den Mond und die Erde wird durch ihre identische isotopische Zusammensetzung gefordert. Allerdings zeigen Simulationen der aktuellen Hypothese eines großen Impakts für die Mondentstehung, dass der Großteil des Mondmaterials vom Impaktor stammt, der eine andere isotopische Signatur gehabt haben sollte. Vorherige Studien zur Mondentstehung gingen davon aus, dass der Drehimpuls nach dem Impakt dem der Gegenwart ähnlich war; jedoch sind Planeten mit Erdmasse mit höheren Rotationsraten am Ende der Akkretion zu erwarten. Hier zeigen wir, dass typische letzte große Impakte auf eine schnell rotierende Proto-Erd einen Mond bildenden Scheiben erzeugen können, der primär aus dem Erdmantel stammt. Darüber hinaus finden wir, dass ein schneller rotierendes frühes Erd-Mond-System Drehimpuls verlieren und den gegenwärtigen Zustand durch eine orbitale Resonanz zwischen Sonne und Mond erreichen kann.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1225542",
    doi = "10.1126/science.1225542",
    openalex = "W2046557261",
    references = "doi10103835089010"
}

Der Mond weist eine klare Dichotomie in geologischen Prozessen zwischen der Nah- und der Fernseite auf. Die ausgeprägtesten Ausdrücke dieser Dichotomie sind die starke Konzentration radioaktiver Wärmequellen auf der Nahseite in einem Gebiet, das als Procellarum KREEP Terrane (PKT) bekannt ist, und die Mare-Basalt-Lavastromausbrüche, die in oder in der Nähe dieses Terrans auftraten. Wir modellieren die thermochemische Evolution des Mondes mit einem 3-D-sphärischen thermochemischen Konvektionscode, um die Konsequenzen einer unter dem PKT liegenden Schicht, die mit Wärmequellen angereichert ist, auf die globale Evolution des Mondes zu bewerten. Wir finden, dass eine solche angereicherte Konzentration von Wärmequellen in der PKT-Kruste neben der Lokalisierung der meisten Schmelzproduktion auf der Nahseite auch einen Einfluss bis zur Kern-Mantel-Grenze hat und eine gegenwärtige Temperaturanomalie im Mantel der Nahseite hinterlässt. Mäßige gravitative und topographische Anomalien, die im PKT vorhergesagt, aber nicht beobachtet werden, könnten entweder durch Krustenverdünnung oder gravitative Anomalien von dichtem Material im darunterliegenden Mantel maskiert werden. Unsere Modelle sagen auch die Kristallisation eines inneren Kerns für Schwefelkonzentrationen unter 6 Gew.-% voraus.

@article{doi101002jgre20103,
    author = "Laneuville, M. und Wieczorek, M. A. und Breuer, D. und Tosi, Nicola",
    title = "Asymmetrische thermische Evolution des Mondes",
    year = "2013",
    journal = "Journal of Geophysical Research Planets",
    abstract = "Der Mond weist eine klare Dichotomie in geologischen Prozessen zwischen der Nah- und der Fernseite auf. Die ausgeprägtesten Ausdrücke dieser Dichotomie sind die starke Konzentration radioaktiver Wärmequellen auf der Nahseite in einem Gebiet, das als Procellarum KREEP Terrane (PKT) bekannt ist, und die Mare-Basalt-Lavastromausbrüche, die in oder in der Nähe dieses Terrans auftraten. Wir modellieren die thermochemische Evolution des Mondes mit einem 3-D-sphärischen thermochemischen Konvektionscode, um die Konsequenzen einer unter dem PKT liegenden Schicht, die mit Wärmequellen angereichert ist, auf die globale Evolution des Mondes zu bewerten. Wir finden, dass eine solche angereicherte Konzentration von Wärmequellen in der PKT-Kruste neben der Lokalisierung der meisten Schmelzproduktion auf der Nahseite auch einen Einfluss bis zur Kern-Mantel-Grenze hat und eine gegenwärtige Temperaturanomalie im Mantel der Nahseite hinterlässt. Mäßige gravitative und topographische Anomalien, die im PKT vorhergesagt, aber nicht beobachtet werden, könnten entweder durch Krustenverdünnung oder gravitative Anomalien von dichtem Material im darunterliegenden Mantel maskiert werden. Unsere Modelle sagen auch die Kristallisation eines inneren Kerns für Schwefelkonzentrationen unter 6 Gew.-% voraus.",
    url = "https://doi.org/10.1002/jgre.20103",
    doi = "10.1002/jgre.20103",
    openalex = "W1678890861",
    references = "doi101016jgca200606262, doi101046j1365246x200000189x, doi101126science1231507, doi101126science1231530"
}

Zusammenfassung Modelle, in denen sich der Mantel des Mondes von einem anfänglich geschichteten Zustand nach der Erstarrung und dem Umsturz eines Magmeozeans entwickelt, wurden angewendet, um wichtige Merkmale der langfristigen thermischen Evolution des Mondes zu untersuchen, einschließlich der konvektiven Instabilität von umgestürzten, Ilmenit führenden Kumulaten (IBC) an der Kern-Mantel-Grenze des Mondes, der Entstehung von Mare-Basalten, des Schwefelgehalts im Kern und des inneren Kernradius, des Paläomagnetismus und der gegenwärtigen Mantelstruktur. Ob eine dichte, umgestürzte IBC-reiche Schicht am unteren Mantel thermisch instabil werden kann, um einen einzelnen Aufwärtstrom zu erzeugen, wird maßgeblich durch die Temperaturabhängigkeit der Viskosität (die Aktivierungsenergie) gesteuert. Die konvektive Instabilität der IBC-reichen Schicht steuert den Wärmestrom aus dem Kern und die Anwesenheit eines intern erzeugten Magnetfelds. Unsere Modelle erwarten eine lange Periode (~700 Ma) hohen positiven Kern-Mantel-Grenzflächen (CMB) Wärmestroms nach der Instabilität der IBC-reichen Schicht. Die aus seismischen und gravitativen Inversionen abgeleiteten gegenwärtigen tiefen Manteltemperaturen begrenzen den Betrag der Mantelviskosität von 5 × 10 19 bis 1 × 10 21 Pa s. Die CMB-Temperatur und der verfestigte innere Kernradius, die aus seismischen Reflexionen abgeleitet werden, begrenzen den Schwefelgehalt im Kern. Unsere Evolutionsmodelle mit einem Schwefelgehalt von 5–10 Gew.-% können den beobachteten inneren Kernradius von 240 km am gegenwärtigen Tag erzeugen. Die asymmetrische Verteilung der tiefen Mondbeben nur im nahen Mantel könnte als die Reststruktur des einzelnen chemischen Aufwärtstroms erklärt werden, der aus der IBC-reichen Schicht erzeugt wurde. Unser Evolutionsmodell nach dem Umsturz führt zu einer frühen ~0,55 km Radiusexpansion für ~1000 Ma aufgrund der radiogenen Heizung, die mit IBC im tiefen Mantel verbunden ist, und könnte eine einfache Erklärung für die frühe Expansion liefern, die aus der Gravity Recovery and Interior Laboratory Mission abgeleitet wurde.

@article{doi101002jgre20121,
    author = "Zhang, Nan und Parmentier, E. M. und Liang, Yan",
    title = "Eine 3-D-numerische Studie zur thermischen Evolution des Mondes nach dem Umsturz des Kumulat-Mantels: Die Bedeutung von Rheologie und Kernverfestigung",
    year = "2013",
    journal = "Journal of Geophysical Research Planets",
    abstract = "Zusammenfassung Modelle, in denen sich der Mantel des Mondes von einem anfänglich geschichteten Zustand nach der Erstarrung und dem Umsturz eines Magmeozeans entwickelt, wurden angewendet, um wichtige Merkmale der langfristigen thermischen Evolution des Mondes zu untersuchen, einschließlich der konvektiven Instabilität von umgestürzten, Ilmenit führenden Kumulaten (IBC) an der Kern-Mantel-Grenze des Mondes, der Entstehung von Mare-Basalten, des Schwefelgehalts im Kern und des inneren Kernradius, des Paläomagnetismus und der gegenwärtigen Mantelstruktur. Ob eine dichte, umgestürzte IBC-reiche Schicht am unteren Mantel thermisch instabil werden kann, um einen einzelnen Aufwärtstrom zu erzeugen, wird maßgeblich durch die Temperaturabhängigkeit der Viskosität (die Aktivierungsenergie) gesteuert. Die konvektive Instabilität der IBC-reichen Schicht steuert den Wärmestrom aus dem Kern und die Anwesenheit eines intern erzeugten Magnetfelds. Unsere Modelle erwarten eine lange Periode (\textasciitilde 700 Ma) hohen positiven Kern-Mantel-Grenzflächen (CMB) Wärmestroms nach der Instabilität der IBC-reichen Schicht. Die aus seismischen und gravitativen Inversionen abgeleiteten gegenwärtigen tiefen Manteltemperaturen begrenzen den Betrag der Mantelviskosität von 5 × 10 19 bis 1 × 10 21 Pa s. Die CMB-Temperatur und der verfestigte innere Kernradius, die aus seismischen Reflexionen abgeleitet werden, begrenzen den Schwefelgehalt im Kern. Unsere Evolutionsmodelle mit einem Schwefelgehalt von 5–10 Gew.-% können den beobachteten inneren Kernradius von 240 km am gegenwärtigen Tag erzeugen. Die asymmetrische Verteilung der tiefen Mondbeben nur im nahen Mantel könnte als die Reststruktur des einzelnen chemischen Aufwärtstroms erklärt werden, der aus der IBC-reichen Schicht erzeugt wurde. Unser Evolutionsmodell nach dem Umsturz führt zu einer frühen \textasciitilde 0,55 km Radiusexpansion für \textasciitilde 1000 Ma aufgrund der radiogenen Heizung, die mit IBC im tiefen Mantel verbunden ist, und könnte eine einfache Erklärung für die frühe Expansion liefern, die aus der Gravity Recovery and Interior Laboratory Mission abgeleitet wurde.",
    url = "https://doi.org/10.1002/jgre.20121",
    doi = "10.1002/jgre.20121",
    openalex = "W2134484318",
    references = "doi1010292005je002608, khan2006are"
}

In dieser Studie haben wir den OH-Gehalt und D/H-Verhältnisse in Apatitkörnern in Mondbasalten gemessen. Diese neuen Daten erweitern den bisher veröffentlichten begrenzten Datensatz erheblich. Die in dieser Studie präsentierten Daten zeigen auch, dass es einen wesentlichen Unterschied zwischen hoch- und niedrig-Ti-Mare-Basalten hinsichtlich ihrer OH- und D/H-Systematik gibt. Apatite in hoch-Ti-basaltischen Proben zeigen einen relativ eingeschränkten Bereich an OH-Gehalten (~1500-3000 ppm) mit großen δD-Schwankungen (~600-1000 ‰), während Apatite in niedrig-Ti-Apollo-Basalten und Mondmeteoriten einen vergleichsweise größeren Bereich an OH-Gehalten (~500-15000 ppm) aufweisen, wobei jede Probe relativ eingeschränkte Schwankungen in ihren D/H-Verhältnissen zeigt. Analysen von Apatiten in basaltischen Meteoriten Miller Range 05035 und LaPaz Icefield 04841 erweitern den unteren Grenzwert für δD-Werte, die in Apatiten aus Apollo-Mare-Basalten gemessen wurden, bis hin zu δD-Werten von ~100‰. In diesen Meteoriten wurde eine hochauflösende Kartierung der Verteilung sekundärer Ionen von H und C verwendet, um Risse und Hotspots zu vermeiden. Zusammen mit Mischungsrechnungen für terrestrische Kontaminationen sicherte dieses analytische Protokoll, dass die meisten der für MIL 05035 und LAP 04841 berichteten Werte ihren tatsächlichen mondbedingen Signaturen entsprechen. Wir interpretieren die großen Schwankungen der Apatit-δD-Werte in Mare-Basalten zwischen ~200‰ und 1000‰ als Ergebnis unterschiedlicher Mengen an Entgasung von H-tragenden Spezies, die ursprünglich in den basaltischen Muttermagmen gelöst waren. Tatsächlich sind die durchschnittlichen δD-Werte, die in verschiedenen niedrig-Ti-Basalten gemessen wurden, mit ~85-99% Entgasung von H als H2 ab einem δD-Wert von 100‰ konsistent. Die Entgasung von H-tragenden Spezies im Wesentlichen als H2 wurde durch die reduzierte Natur der Mondmagmen begünstigt. In niedrig-Ti-Mare-Basalten erfolgte die Apatitkristallisation nach der Entgasung der H-tragenden Spezies, und die OH-Schwankungen spiegeln unterschiedliche Grade der fraktionierten Kristallisation wider. In hoch-Ti-Mare-Basalten implizieren große δD-Schwankungen mit einem relativ eingeschränkten Bereich an OH-Gehalten, dass Apatitkristallisation und Entgasung von H-tragenden Spezies größtenteils zeitgleich waren. Geochemische Modellierungen, die Korrekturen für Entgasung und fraktionierte Kristallisation integrieren, deuten darauf hin, dass die Mantelquellenregionen der verschiedenen niedrig-Ti-Mare-Basalten ~5-50 ppm H (äquivalent zu ~45-450 ppm H2O) enthalten könnten, was dem geschätzten Bereich von ~60-350 ppm Wasser für den oberen Erdmantel entspricht. Schließlich ist die H-Isotopenzusammensetzung von vor der Entgasung freigesetztem mondbedingem Wasser in Mare-Basalten mit einem CI-Chondrit-Typ-Wert von ~100‰ konsistent, was mit den zunehmenden Belegen übereinstimmt, die darauf hindeuten, dass die Erde, der Mars und der Mond möglicherweise ähnliches Wasser von chondritischem Ursprung akkretiert haben.

@article{doi101016jgca201308014,
    author = "Tartèse, Romain and Anand, M. and Barnes, Jessica and Starkey, N. A. and Franchi, I. A. and Sano, Yuji",
    title = "The abundance, distribution, and isotopic composition of Hydrogen in the Moon as revealed by basaltic lunar samples: Implications for the volatile inventory of the Moon",
    year = "2013",
    journal = "Geochimica et Cosmochimica Acta",
    abstract = "In this study we have measured the OH contents and D/H ratios in apatite grains in lunar basalts. These new data considerably expand the limited dataset published so far. The data presented in this study also show that there is a major difference between high- and low-Ti mare basalts in terms of their OH and D/H systematics. Apatites in high-Ti basaltic samples display a relatively restricted range in OH contents (\textasciitilde 1500-3000ppm) with large δD variations (\textasciitilde 600-1000 ‰) whereas apatites in low-Ti Apollo basalts and lunar meteorites display a comparatively larger range in OH contents (\textasciitilde 500-15000ppm), each sample displaying relatively restricted variations in their D/H ratios. Analyses of apatites in basaltic meteorites Miller Range 05035 and LaPaz Icefield 04841 substantially expand the lower bound for δD values measured in apatites from Apollo mare basalts, down to δD values of \textasciitilde 100‰. In these meteorites, high resolution mapping of the distribution of secondary ions of H and C was used to avoid cracks and hotspots. Together with mixing calculations for terrestrial contamination, this analytical protocol ensured that most of the values reported for MIL 05035 and LAP 04841 correspond to their actual lunar signatures. We interpret the large variations of apatite δD values in mare basalts between \textasciitilde 200‰ and 1000‰ as a result of different amounts of degassing of H-bearing species initially dissolved in the basaltic parental melts. Indeed, the average δD values measured in different low-Ti basalts are consistent with \textasciitilde 85-99\% degassing of H as H 2, starting from a δD value of 100‰. Degassing of H-bearing species essentially as H 2 was favoured by the reduced nature of lunar magmas. In low-Ti mare basalts, apatite crystallisation occurred after degassing of the H-bearing species and the OH variations reflect different degrees of fractional crystallisation. In high-Ti mare basalts, large δD variations with relatively restricted range in OH contents imply that apatite crystallisation and degassing of H-bearing species were mostly coeval. Geochemical modelling integrating corrections for degassing and fractional crystallisation suggests that the mantle source regions of the different low-Ti mare basalts could have contained \textasciitilde 5-50ppm H (equivalent to \textasciitilde 45-450ppm H 2 O), which are similar to the estimated range of \textasciitilde 60-350ppm water for the Earth's upper mantle. Finally, the H isotopic composition of pre-degassed lunar hydrogen in mare basalts is consistent with a CI-chondrite-type value of \textasciitilde 100‰, which is consistent with the increasing evidence suggesting that the Earth, Mars and the Moon might have accreted similar water of chondritic origin.",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.gca.2013.08.014",
    doi = "10.1016/j.gca.2013.08.014",
    openalex = "W2100553768",
    references = "doi101126science1235142"
}

Wasser ist vielleicht das wichtigste Molekül im Sonnensystem, und die Bestimmung seines Ursprungs und seiner Verteilung in planetaren Inneren hat wichtige Implikationen für das Verständnis der Evolution planetarer Körper. Hier berichten wir über in situ-Messungen der isotopischen Zusammensetzung von Wasserstoff, der in primitivem vulkanischem Glas und in geschmolzenen Einschlüssen, die von Olivin umhüllt sind, gelöst ist und von den Mondmissionen Apollo 15 und 17 zurückgewonnen wurde. Nach Berücksichtigung von kosmischer Strahlenspallation und Entgasungsprozessen zeigen unsere Ergebnisse, dass das magmatische Wasser des Mondes eine isotopische Zusammensetzung aufweist, die sich nicht von der des Gesamtwassers in Kohlenstoffchondriten unterscheidet und der des terrestrischen Wassers ähnelt, was auf einen gemeinsamen Ursprung für das Wasser, das sich in den Inneren der Erde und des Mondes befindet, hindeutet.

@article{doi101126science1235142,
    author = "Saal, A. E. und Hauri, E. H. und Orman, James A. Van und Rutherford, M. J.",
    title = "Wasserstoffisotope in Mondvulkanischen Gläsern und geschmolzenen Einschlüssen offenbaren einen Kohlenstoffchondrit-Hintergrund",
    year = "2013",
    journal = "Science",
    abstract = "Wasser ist vielleicht das wichtigste Molekül im Sonnensystem, und die Bestimmung seines Ursprungs und seiner Verteilung in planetaren Inneren hat wichtige Implikationen für das Verständnis der Evolution planetarer Körper. Hier berichten wir über in situ-Messungen der isotopischen Zusammensetzung von Wasserstoff, der in primitivem vulkanischem Glas und in geschmolzenen Einschlüssen, die von Olivin umhüllt sind, gelöst ist und von den Mondmissionen Apollo 15 und 17 zurückgewonnen wurde. Nach Berücksichtigung von kosmischer Strahlenspallation und Entgasungsprozessen zeigen unsere Ergebnisse, dass das magmatische Wasser des Mondes eine isotopische Zusammensetzung aufweist, die sich nicht von der des Gesamtwassers in Kohlenstoffchondriten unterscheidet und der des terrestrischen Wassers ähnelt, was auf einen gemeinsamen Ursprung für das Wasser, das sich in den Inneren der Erde und des Mondes befindet, hindeutet.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1235142",
    doi = "10.1126/science.1235142",
    openalex = "W2156921334",
    references = "doi101016jepsl201110040, doi101016jgca200706052, doi101038nature07047, doi101107s0567739476001551, doi101111j194551002000tb01518x, doi101126science1178658, doi101126science1186986, doi101126science1223474, doi101126science1225542, doi101126science1226073"
}

Hochauflösende Schwerefeld-Daten vom Gravity Recovery and Interior Laboratory-Satelliten haben die Entstehung der Mondmassenkonzentrationen (Mascons) geklärt. Freie-Luft-Schwereanomalien über Mondkratern zeigen Bull's-Eye-Muster, bestehend aus einer zentralen positiven (Mascon)-Anomalie, einem umgebenden negativen Ring und einem positiven äußeren Ring. Wir zeigen, dass dieses Muster auf die Ausgrabung und den Kollaps des Einschlagkraters sowie auf die isostatische Anpassung und das Abkühlen und Schrumpfen eines voluminösen Schmelzbeckens zurückzuführen ist. Wir verwendeten einen Hydrocode, um den Einschlag zu simulieren, und ein selbstkonsistentes Finite-Elemente-Modell, um die nachfolgende viskoelastische Relaxation und das Abkühlen zu simulieren. Die primären Parameter, die die modellierten Schwerefeldsignaturen der Mascon-Becken kontrollieren, sind die Energie des Impaktors, der thermische Gradient des Mondes zum Zeitpunkt des Einschlags, die Krustenstärke und das Ausmaß der vulkanischen Auffüllung.

@article{doi101126science1235768,
    author = "Melosh, H. J. und Freed, A. M. und Johnson, Brandon und Blair, D. M. und Andrews‐Hanna, J. C. und Neumann, G. A. und Phillips, R. J. und Smith, David E. und Solomon, Sean C. und Wieczorek, M. A. und Zuber, M. T.",
    title = "The Origin of Lunar Mascon Basins",
    year = "2013",
    journal = "Science",
    abstract = "Hochauflösende Schwerefeld-Daten vom Gravity Recovery and Interior Laboratory-Satelliten haben die Entstehung der Mondmassenkonzentrationen (Mascons) geklärt. Freie-Luft-Schwereanomalien über Mondkratern zeigen Bull's-Eye-Muster, bestehend aus einer zentralen positiven (Mascon)-Anomalie, einem umgebenden negativen Ring und einem positiven äußeren Ring. Wir zeigen, dass dieses Muster auf die Ausgrabung und den Kollaps des Einschlagkraters sowie auf die isostatische Anpassung und das Abkühlen und Schrumpfen eines voluminösen Schmelzbeckens zurückzuführen ist. Wir verwendeten einen Hydrocode, um den Einschlag zu simulieren, und ein selbstkonsistentes Finite-Elemente-Modell, um die nachfolgende viskoelastische Relaxation und das Abkühlen zu simulieren. Die primären Parameter, die die modellierten Schwerefeldsignaturen der Mascon-Becken kontrollieren, sind die Energie des Impaktors, der thermische Gradient des Mondes zum Zeitpunkt des Einschlags, die Krustenstärke und das Ausmaß der vulkanischen Auffüllung.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1235768",
    doi = "10.1126/science.1235768",
    openalex = "W2072306887",
    references = "doi1010160019103589901292, doi101016jicarus200510013, doi101017cbo9780511612879, doi1010292005je002608, doi1010292010gl043751, doi101093petrology293625, doi101111j194551002004tb00337x, doi101126science1231507, doi101126science1231530, doi101126science1613842680, doi101126science26651921839, khan2006are, openalexw2990054233"
}

Die Analyse von Mond-Laser-Entfernungsmessungen und seismischen Daten hat Beweise ergeben, die darauf interpretiert wurden, dass eine geschmolzene Zone im untersten Mantel über einem flüssigen Kern existiert. Eine solche Zone liefert starke Einschränkungen für Modelle der thermischen Mond-Evolution. Hier bestimmen wir die thermochemische und physikalische Struktur des tiefen Mondes durch Inversion von mondgeophysikalischen Daten (mittlere Masse und Trägheitsmoment, Gezeiten-Love-Zahl und elektromagnetische Sondierungsdaten) in Kombination mit Phasengleichgewichtsrechnungen. Insbesondere bewerten wir, ob eine geschmolzene Schicht durch die geophysikalischen Daten erforderlich ist. Das Hauptergebnis dieser Studie ist, dass ein Bereich mit hoher Dissipation, der tief im Mond liegt, erforderlich ist, um die geophysikalischen Daten zu erklären. Dieser Bereich befindet sich im Mantel, wo die Solidus-Linie bei einer Tiefe von ∼1200 km (≥1600°C) überschritten wird. Die invertierten Zusammensetzungen für die teilweise geschmolzene Schicht (150–200 km dick) sind im Vergleich zum umgebenden Mantel angereichert an FeO und TiO2. Die Schmelzphase ist bei Drücken von ∼4,5–4,6 GPa neutral auftriebslos, enthält aber weniger TiO2 (<15 Gew.-%) als die Ti-reichen (∼16 Gew.-%) Schmelzen, die eine Reihe von hochdichten primitiven Mond-Magmen (Dichte von 3,4 g/cm3) erzeugten. Die hier berechneten Schmelz-Dichten reichen von 3,25 bis 3,45 g/cm3 und umfassen die Dichte von Mond-Magmen mit moderaten bis hohen TiO2-Gehalten. Unsere Ergebnisse sind konsistent mit einem Modell der Mond-Evolution, bei dem der Kumulat-Haufen aus der Kristallisation des Magmameeres gebildet wurde, während es sich umkehrte und wärmeproduzierende Elemente im unteren Mantel einschloss.

@article{doi1010022014je004661,
    author = "Khan, A. und Connolly, J. A. D. und Pommier, Anne und Noir, Jérõme",
    title = "Geophysikalische Beweise für Schmelze im tiefen Inneren des Mondes und Implikationen für die Mond-Evolution",
    year = "2014",
    journal = "Journal of Geophysical Research Planets",
    abstract = "Die Analyse von Mond-Laser-Entfernungsmessungen und seismischen Daten hat Beweise ergeben, die darauf interpretiert wurden, dass eine geschmolzene Zone im untersten Mantel über einem flüssigen Kern existiert. Eine solche Zone liefert starke Einschränkungen für Modelle der thermischen Mond-Evolution. Hier bestimmen wir die thermochemische und physikalische Struktur des tiefen Mondes durch Inversion von mondgeophysikalischen Daten (mittlere Masse und Trägheitsmoment, Gezeiten-Love-Zahl und elektromagnetische Sondierungsdaten) in Kombination mit Phasengleichgewichtsrechnungen. Insbesondere bewerten wir, ob eine geschmolzene Schicht durch die geophysikalischen Daten erforderlich ist. Das Hauptergebnis dieser Studie ist, dass ein Bereich mit hoher Dissipation, der tief im Mond liegt, erforderlich ist, um die geophysikalischen Daten zu erklären. Dieser Bereich befindet sich im Mantel, wo die Solidus-Linie bei einer Tiefe von ∼1200 km (≥1600°C) überschritten wird. Die invertierten Zusammensetzungen für die teilweise geschmolzene Schicht (150–200 km dick) sind im Vergleich zum umgebenden Mantel angereichert an FeO und TiO2. Die Schmelzphase ist bei Drücken von ∼4,5–4,6 GPa neutral auftriebslos, enthält aber weniger TiO2 (<15 Gew.-%) als die Ti-reichen (∼16 Gew.-%) Schmelzen, die eine Reihe von hochdichten primitiven Mond-Magmen (Dichte von 3,4 g/cm3) erzeugten. Die hier berechneten Schmelz-Dichten reichen von 3,25 bis 3,45 g/cm3 und umfassen die Dichte von Mond-Magmen mit moderaten bis hohen TiO2-Gehalten. Unsere Ergebnisse sind konsistent mit einem Modell der Mond-Evolution, bei dem der Kumulat-Haufen aus der Kristallisation des Magmameeres gebildet wurde, während es sich umkehrte und wärmeproduzierende Elemente im unteren Mantel einschloss.",
    url = "https://doi.org/10.1002/2014je004661",
    doi = "10.1002/2014je004661",
    openalex = "W2148289691",
    references = "doi1010292005je002608, khan2006are"
}

Die jüngsten Entdeckungen von wasserstoffhaltigen Spezies auf der Mondoberfläche und in Proben, die vom Mondinneren stammen, haben einen Paradigmenwechsel in unserem Verständnis des Wasserbestands des Mondes erforderlich gemacht, der zuvor als „wasserleerer" planetarer Körper betrachtet wurde. Die meisten Probenbasierten Studien haben sich darauf konzentriert, den Wassergehalt der jüngeren Mare-Basalte und pyroklastischen Gläser zu bewerten, die partielle Schmelzprodukte des Mondmantels sind. Im Gegensatz dazu wurde dem Bestand und den Quellen des Wassers in den Mondhochland-Gesteinen wenig Aufmerksamkeit geschenkt, zu den ältesten und ursprünglichsten Materialien, die für Laboruntersuchungen verfügbar sind, und die das Potenzial haben, die ursprüngliche Geschichte des Wassers im Erde-Mond-System aufzudecken. Hier berichten wir über In-situ-Messungen des Hydroxyl-(OH)-Gehalts und der H-Isotopenzusammensetzung des Minerals Apatit aus vier Mondhochland-Proben (zwei Norite, ein Troktolith und ein Granit-Klast), die während der Apollo-Missionen gesammelt wurden. Abgesehen vom Troktolith, bei dem die gemessenen OH-Gehalte im Apatit nahe unserer analytischen Nachweisgrenze liegen und deren H-Isotopenzusammensetzung offensichtlich stark durch sekundäre Prozesse beeinträchtigt ist, haben wir bis zu ∼2200 ppm OH im Granit-Klast mit einem gewichteten Durchschnitt δD von ∼−105±130‰ und bis zu ∼3400 ppm OH in den beiden Noriten (77215 und 78235) mit gewichteten Durchschnitt δD-Werten von −281±49‰ und −27±98‰ gemessen. Die Apatite im Granit-Klast und den Noriten zeichnen sich durch höhere OH-Gehalte aus als bisher für Hochland-Proben berichtet wurde, und haben H-Isotopenzusammensetzungen, die denen von terrestrischen Materialien und einigen kohlenstoffhaltigen Chondriten ähneln, was einen der stärksten Beweise bisher für einen gemeinsamen Ursprung des Wassers im Erde-Mond-System darstellt. Zusätzlich deutet das Vorhandensein von Wasser terrestrischer Affinität in einigen Proben der frühestgebildeten Mondkruste darauf hin, dass entweder primordiales terrestrisches Wasser das Nachspiel der mutmaßlichen Einschlagursprünge des Mondes überdauert hat oder Wasser dem Erde-Mond-System durch eine gemeinsame Quelle unmittelbar nach der Akkretion des Mondes hinzugefügt wurde.

@article{doi101016jepsl201401015,
    author = "Barnes, Jessica und Tartèse, Romain und Anand, M. und McCubbin, F. M. und Franchi, I. A. und Starkey, N. A. und Russell, S. S.",
    title = "The origin of water in the primitive Moon as revealed by the lunar highlands samples",
    year = "2014",
    journal = "Earth and Planetary Science Letters",
    abstract = "The recent discoveries of hydrogen (H) bearing species on the lunar surface and in samples derived from the lunar interior have necessitated a paradigm shift in our understanding of the water inventory of the Moon, which was previously considered to be a ‘bone-dry’ planetary body. Most sample-based studies have focused on assessing the water contents of the younger mare basalts and pyroclastic glasses, which are partial-melting products of the lunar mantle. In contrast, little attention has been paid to the inventory and source(s) of water in the lunar highlands rocks which are some of the oldest and most pristine materials available for laboratory investigations, and that have the potential to reveal the original history of water in the Earth–Moon system. Here, we report in-situ measurements of hydroxyl (OH) content and H isotopic composition of the mineral apatite from four lunar highlands samples (two norites, a troctolite, and a granite clast) collected during the Apollo missions. Apart from troctolite in which the measured OH contents in apatite are close to our analytical detection limit and its H isotopic composition appears to be severely compromised by secondary processes, we have measured up to ∼2200ppm OH in the granite clast with a weighted average δD of ∼−105±130‰, and up to ∼3400ppm OH in the two norites (77215 and 78235) with weighted average δD values of −281±49‰ and −27±98‰, respectively. The apatites in the granite clast and the norites are characterised by higher OH contents than have been reported so far for highlands samples, and have H isotopic compositions similar to those of terrestrial materials and some carbonaceous chondrites, providing one of the strongest pieces of evidence yet for a common origin for water in the Earth–Moon system. In addition, the presence of water, of terrestrial affinity, in some samples of the earliest-formed lunar crust suggests that either primordial terrestrial water survived the aftermath of the putative impact-origin of the Moon or water was added to the Earth–Moon system by a common source immediately after the accretion of the Moon.",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.epsl.2014.01.015",
    doi = "10.1016/j.epsl.2014.01.015",
    openalex = "W2094508362",
    references = "doi101016jgca201102033"
}

Geochemische Daten für H2O und andere flüchtige Stoffe sowie für Haupt- und Spurenelemente werden für 377 Proben von Mondvulkanischem Glas aus drei chemischen Gruppen (A15 grün, A15 gelb, A17 orange 74 220) berichtet. Diese Daten zeigen, dass Entgasung ein weit verbreiteter Prozess ist, der alle extrusiven Mondgesteine beeinflusst hat. Die Daten werden mit veröffentlichten Daten kombiniert, um die Gesamtzusammensetzung des bulk silicate Moon (BSM) zu schätzen. Die geschätzte BSM-Zusammensetzung für hochflüchtige Elemente, die durch H2O/Ce-Verhältnisse und S-Gehalte in Einschmelz-Inklusionen aus dem orangefarbenen Glasprobe 74 220 eingeschränkt sind, sind nur mäßig verarmt im Vergleich zum bulk silicate Earth (avg. 0,25X BSE) und überlappen im Wesentlichen die Zusammensetzung des terrestrischen verarmten MORB-Quellmaterials. In einem einzigen gigantischen Kollisionsursprung für den Mond durchläuft das Mondbildende Material drei Evolutionsstadien, die durch sehr unterschiedliche Zeitskalen gekennzeichnet sind. Kollisionsmassenauswurf und Proto-Mond-Scheibenevolution erlauben jeweils Systemverlust von H2O und anderen flüchtigen Stoffen auf Zeitskalen von Tagen bis Jahrhunderten; der frühe Mond hat sich wahrscheinlich aus einer dünnen Magmascheibe begrenzten Volumens akkretiert, die in, aber weitgehend von der ausgedehnten Verteilung von Dampf um die Erde verdrängt ist. Nur die langwierige Evolution des Mondmagmameeres (LMO) bietet ein Zeitfenster, das lang genug (10–200 Ma) ist, damit der Mond Wasser während des Endes der Akkretion gewinnen kann. Dieser „heiße Start" der Mondentstehung ist jedoch nicht das einzige Modell, das die Mondflüchtigkeitsgehalte erklärt; ein „kalter Start", bei dem die Proto-Mond-Scheibe weitgehend aus festem Material besteht, könnte eine effiziente Lieferung terrestrischen Wassers zum Mond bewirken, während ein „warmer Start", der eine Scheibe aus 25% flüchtigkeitsretentiven Feststoffen und 75% flüchtigkeitsverarmtem Magma/Dampf erzeugt, ebenfalls mit den Daten übereinstimmt. Gleichzeitig gibt es wenig Beweise dafür, dass sich der Mond in einem einzigen Ereignis bildete, da alle detaillierten planetaren Akkretionsmodelle mehrere gigantische Kollisionen in der Region der terrestrischen Planeten vorhersagen, in der sich die Erde bildet. Es ist daher denkbar, dass der Mond, wie die Erde, eine Geschichte heterogener Akkretion erfahren hat.

@article{doi101016jepsl201410053,
    author = "Hauri, E. H. und Saal, A. E. und Rutherford, M. J. und Orman, James A. Van",
    title = "Wasser im Inneren des Mondes: Wahrheit und Konsequenzen",
    year = "2014",
    journal = "Earth and Planetary Science Letters",
    abstract = "Geochemische Daten für H2O und andere flüchtige Stoffe sowie für Haupt- und Spurenelemente werden für 377 Proben von Mondvulkanischem Glas aus drei chemischen Gruppen (A15 grün, A15 gelb, A17 orange 74 220) berichtet. Diese Daten zeigen, dass Entgasung ein weit verbreiteter Prozess ist, der alle extrusiven Mondgesteine beeinflusst hat. Die Daten werden mit veröffentlichten Daten kombiniert, um die Gesamtzusammensetzung des bulk silicate Moon (BSM) zu schätzen. Die geschätzte BSM-Zusammensetzung für hochflüchtige Elemente, die durch H2O/Ce-Verhältnisse und S-Gehalte in Einschmelz-Inklusionen aus dem orangefarbenen Glasprobe 74 220 eingeschränkt sind, sind nur mäßig verarmt im Vergleich zum bulk silicate Earth (avg. 0,25X BSE) und überlappen im Wesentlichen die Zusammensetzung des terrestrischen verarmten MORB-Quellmaterials. In einem einzigen gigantischen Kollisionsursprung für den Mond durchläuft das Mondbildende Material drei Evolutionsstadien, die durch sehr unterschiedliche Zeitskalen gekennzeichnet sind. Kollisionsmassenauswurf und Proto-Mond-Scheibenevolution erlauben jeweils Systemverlust von H2O und anderen flüchtigen Stoffen auf Zeitskalen von Tagen bis Jahrhunderten; der frühe Mond hat sich wahrscheinlich aus einer dünnen Magmascheibe begrenzten Volumens akkretiert, die in, aber weitgehend von der ausgedehnten Verteilung von Dampf um die Erde verdrängt ist. Nur die langwierige Evolution des Mondmagmameeres (LMO) bietet ein Zeitfenster, das lang genug (10–200 Ma) ist, damit der Mond Wasser während des Endes der Akkretion gewinnen kann. Dieser „heiße Start" der Mondentstehung ist jedoch nicht das einzige Modell, das die Mondflüchtigkeitsgehalte erklärt; ein „kalter Start", bei dem die Proto-Mond-Scheibe weitgehend aus festem Material besteht, könnte eine effiziente Lieferung terrestrischen Wassers zum Mond bewirken, während ein „warmer Start", der eine Scheibe aus 25\% flüchtigkeitsretentiven Feststoffen und 75\% flüchtigkeitsverarmtem Magma/Dampf erzeugt, ebenfalls mit den Daten übereinstimmt. Gleichzeitig gibt es wenig Beweise dafür, dass sich der Mond in einem einzigen Ereignis bildete, da alle detaillierten planetaren Akkretionsmodelle mehrere gigantische Kollisionen in der Region der terrestrischen Planeten vorhersagen, in der sich die Erde bildet. Es ist daher denkbar, dass der Mond, wie die Erde, eine Geschichte heterogener Akkretion erfahren hat.",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.epsl.2014.10.053",
    doi = "10.1016/j.epsl.2014.10.053",
    openalex = "W2091767579",
    references = "doi101007bf00307281, doi1010160009254194001404, doi101016jepsl201110040, doi1010292012gc004334, doi10103835089010, doi101038nature03676, doi101086375492, doi101098rsta19880066, doi101111j194551002000tb01518x, doi101126science1231507, doi101126science1231530, doi101126science1235142"
}

Geochemische Hinweise deuten darauf hin, dass das Material, das von der Erde akkretiert wurde, während der Erdakkretion nicht in seiner Natur verändert wurde, vermutlich weil der innere protoplanetare Scheibe eine einheitliche isotopische Zusammensetzung hatte, die der von Enstatiten-Chondriten, Aubriten und ungruppierten Achondriten NWA 5363/5400 ähnelt. Enstatiten-Meteoriten und die Erde stammten aus dem gleichen nebulären Reservoir, divergierten jedoch in ihren chemischen Entwicklungen, sodass keine Chondrit-Probe in Meteoriten-Sammlungen repräsentativ für die Bausteine der Erde ist. Die Ähnlichkeit in der isotopischen Zusammensetzung (Δ(17)O, ε(50)Ti und ε(54)Cr) zwischen Mond- und terrestrischen Gesteinen wird durch die Tatsache erklärt, dass der Mond-bildende Impaktor aus dem gleichen Bereich des Scheibens wie andere erdbildende Embryonen stammte und daher in seiner isotopischen Zusammensetzung der Erde ähnlich war. Die schweren δ(30)Si-Werte des silikatreichen Erds und des Mondes im Vergleich zu bekannten Chondriten können auf eine Fraktionierung in der Sonnennebel/protoplanetaren Scheibe zurückzuführen sein, anstatt auf eine Aufteilung von Silizium in der Erdkern. Eine Inversionsmethode wird vorgestellt, um die Hf/W-Verhältnisse und ε(182)W-Werte der Proto-Erde und Impaktor-Mantel für einen gegebenen Mond-bildenden Impakt-Szenario zu berechnen. Die Ähnlichkeit in der Wolfram-isotopischen Zusammensetzung zwischen Mond- und terrestrischen Gesteinen ist ein Zufall, der in einem kanonischen Giganten-Impakt-Szenario erklärt werden kann, wenn ein früh gebildeter Embryo (zweistufiges Modellalter von 10-20 Myr) mit der Proto-Erde kollidierte, die über eine längere Akkretionsgeschichte (zweistufiges Modellalter von 30-40 Myr) gebildet wurde.

@article{doi101098rsta20130244,
    author = "Dauphas, Nicolas und Burkhardt, Christoph und Warren, P. H. und Teng, Fang‐Zhen",
    title = "Geochemische Argumente für einen erdähnlichen Mond-bildenden Impaktor",
    year = "2014",
    journal = "Philosophical Transactions of the Royal Society A Mathematical Physical and Engineering Sciences",
    abstract = "Geochemische Hinweise deuten darauf hin, dass das Material, das von der Erde akkretiert wurde, während der Erdakkretion nicht in seiner Natur verändert wurde, vermutlich weil der innere protoplanetare Scheibe eine einheitliche isotopische Zusammensetzung hatte, die der von Enstatiten-Chondriten, Aubriten und ungruppierten Achondriten NWA 5363/5400 ähnelt. Enstatiten-Meteoriten und die Erde stammten aus dem gleichen nebulären Reservoir, divergierten jedoch in ihren chemischen Entwicklungen, sodass keine Chondrit-Probe in Meteoriten-Sammlungen repräsentativ für die Bausteine der Erde ist. Die Ähnlichkeit in der isotopischen Zusammensetzung (Δ(17)O, ε(50)Ti und ε(54)Cr) zwischen Mond- und terrestrischen Gesteinen wird durch die Tatsache erklärt, dass der Mond-bildende Impaktor aus dem gleichen Bereich des Scheibens wie andere erdbildende Embryonen stammte und daher in seiner isotopischen Zusammensetzung der Erde ähnlich war. Die schweren δ(30)Si-Werte des silikatreichen Erds und des Mondes im Vergleich zu bekannten Chondriten können auf eine Fraktionierung in der Sonnennebel/protoplanetaren Scheibe zurückzuführen sein, anstatt auf eine Aufteilung von Silizium in der Erdkern. Eine Inversionsmethode wird vorgestellt, um die Hf/W-Verhältnisse und ε(182)W-Werte der Proto-Erde und Impaktor-Mantel für einen gegebenen Mond-bildenden Impakt-Szenario zu berechnen. Die Ähnlichkeit in der Wolfram-isotopischen Zusammensetzung zwischen Mond- und terrestrischen Gesteinen ist ein Zufall, der in einem kanonischen Giganten-Impakt-Szenario erklärt werden kann, wenn ein früh gebildeter Embryo (zweistufiges Modellalter von 10-20 Myr) mit der Proto-Erde kollidierte, die über eine längere Akkretionsgeschichte (zweistufiges Modellalter von 30-40 Myr) gebildet wurde.",
    url = "https://doi.org/10.1098/rsta.2013.0244",
    doi = "10.1098/rsta.2013.0244",
    openalex = "W2097645720",
    references = "doi101016jgca200606262, doi1010292005je002608, khan2006are"
}

Der lunar geologische Fossilbericht enthält ein reichhaltiges Archiv der Geschichte des inneren Sonnensystems, einschließlich Informationen, die für das Verständnis des Ursprungs und der Evolution des Erde-Mond-Systems, der geologischen Evolution von Gesteinsplaneten und unserer lokalen kosmischen Umgebung relevant sind. Dieser Artikel bietet einen kurzen Überblick über die bis dato durchgeführte Mondexploration und beschreibt, wie zukünftige Explorationsinitiativen unser Verständnis des Ursprungs und der Evolution des Mondes, des Erde-Mond-Systems und des Sonnensystems im Allgemeinen weiter vorantreiben werden. Es wird geschlossen, dass weitere Fortschritte die Platzierung neuer wissenschaftlicher Instrumente auf der Mondoberfläche und die Rückführung zusätzlicher Proben von der Mondoberfläche erfordern. Einige dieser wissenschaftlichen Ziele können robotisch erreicht werden, beispielsweise durch in-situ geochemische und geophysikalische Messungen und durch sorgfältig zielgerichtete Probenrückführungsmissionen. Allerdings argumentieren wir, dass die Mondwissenschaft langfristig erheblich von erneuten menschlichen Operationen auf der Mondoberfläche profitieren würde, wie sie durch die Umsetzung des kürzlich vorgeschlagenen Global Exploration Roadmap erleichtert werden könnten.

@article{doi101098rsta20130315,
    author = "Crawford, Ian und Joy, K. H.",
    title = "Lunar exploration: opening a window into the history and evolution of the inner Solar System",
    year = "2014",
    journal = "Philosophical Transactions of the Royal Society A Mathematical Physical and Engineering Sciences",
    abstract = "Der lunar geologische Fossilbericht enthält ein reichhaltiges Archiv der Geschichte des inneren Sonnensystems, einschließlich Informationen, die für das Verständnis des Ursprungs und der Evolution des Erde-Mond-Systems, der geologischen Evolution von Gesteinsplaneten und unserer lokalen kosmischen Umgebung relevant sind. Dieser Artikel bietet einen kurzen Überblick über die bis dato durchgeführte Mondexploration und beschreibt, wie zukünftige Explorationsinitiativen unser Verständnis des Ursprungs und der Evolution des Mondes, des Erde-Mond-Systems und des Sonnensystems im Allgemeinen weiter vorantreiben werden. Es wird geschlossen, dass weitere Fortschritte die Platzierung neuer wissenschaftlicher Instrumente auf der Mondoberfläche und die Rückführung zusätzlicher Proben von der Mondoberfläche erfordern. Einige dieser wissenschaftlichen Ziele können robotisch erreicht werden, beispielsweise durch in-situ geochemische und geophysikalische Messungen und durch sorgfältig zielgerichtete Probenrückführungsmissionen. Allerdings argumentieren wir, dass die Mondwissenschaft langfristig erheblich von erneuten menschlichen Operationen auf der Mondoberfläche profitieren würde, wie sie durch die Umsetzung des kürzlich vorgeschlagenen Global Exploration Roadmap erleichtert werden könnten.",
    url = "https://doi.org/10.1098/rsta.2013.0315",
    doi = "10.1098/rsta.2013.0315",
    openalex = "W2000349148",
    references = "doi1010160009254194001404, doi1010160016703789901506, doi101016b9780080959757002011, doi101017cbo9780511545986, doi1010291999je001103, doi101038355125a0, doi101038nature03676, doi101126science1186986, doi101126science1231530, openalexw2139291338"
}

Die Mg-Suite repräsentiert ein rätselhaftes Kapitel der Magmatismus-Episoden in den Mondhochländern, das vermutlich die erste Phase der Krustenbildung nach der primordialen Differenzierung darstellt. Diese Übersicht untersucht die Mineralogie, Geochemie, Petrologie, Chronologie und die planetarische Verteilung dieser Suite von plutonischen Gesteinen der Hochländer, stellt Modelle für deren Ursprung vor, untersucht petrogenetische Beziehungen zu anderen Gesteinen der Hochländer und erforscht den Zusammenhang zwischen diesem Magmatismus-Stil und den frühen Stadien der mondbaren Differenzierung. Von den für den Ursprung der Elterngesteine der Mg-Suite in Betracht gezogenen Modellen passen die Daten am besten zu einem Prozess, bei dem heiße (Solidustemperatur bei ≥2 GPa = 1600 bis 1800 °C) und weniger dichte (ρ ~3100 kg/m³) frühe Mondmagmareumolite während des Umstürzens des Kumulatstapels bis zum Krustenfuß aufsteigen. Es würde einige Entlastungsschmelzung geben, aber das Platzieren einer heißen Kumulat-Horizonts neben der plagioklasreichen primordialen Kruste und KREEP-reichen Lithologien (bei Temperaturen von <1300 °C) würde zur Hybridisierung dieser divergierenden primordialen Lithologien führen und Mg-Suite-Elterngesteine produzieren. Da urKREEP (primordialer KREEP) nicht der „petrologische Treiber" dieses Magmatismus-Stils ist, außerhalb des Procellarum KREEP Terrane (PKT), sind Mg-Suite-Magmen nicht erforderlich, ein KREEP-Signal aufzuweisen. Die Bewertung der Chronologie dieser Hochländer-Evolutions-Episode zeigt, dass der Mg-Suite-Magmatismus bald nach der primordialen Differenzierung (<10 m.y.) eingeleitet wurde. Alternativ könnte das thermische Ereignis, das mit dem Mantelumsturz verbunden ist, die Chronometer gestört haben, die zur Datierung der primordialen Kruste verwendet wurden. Petrogenetische Beziehungen zwischen der Mg-Suite und anderen Hochländer-Suites (z. B. Alkali-Suite und magnesianische anorthositische Granulite) sind sowohl mit fraktionierten Kristallisationsprozessen als auch mit dem Schmelzen deutlich unterschiedlicher hybrider Quellen konsistent.

@article{doi102138am20154817,
    author = "Shearer, C. K. und Elardo, S. M. und Petro, N. E. und Borg, L. E. und McCubbin, F. M.",
    title = "Ursprung der Mondhochländer Mg-Suite: Eine integrierte Petrologie, Geochemie, Chronologie und Fernerkundungsperspektive",
    year = "2014",
    journal = "American Mineralogist",
    abstract = "Die Mg-Suite repräsentiert ein rätselhaftes Kapitel der Magmatismus-Episoden in den Mondhochländern, das vermutlich die erste Phase der Krustenbildung nach der primordialen Differenzierung darstellt. Diese Übersicht untersucht die Mineralogie, Geochemie, Petrologie, Chronologie und die planetarische Verteilung dieser Suite von plutonischen Gesteinen der Hochländer, stellt Modelle für deren Ursprung vor, untersucht petrogenetische Beziehungen zu anderen Gesteinen der Hochländer und erforscht den Zusammenhang zwischen diesem Magmatismus-Stil und den frühen Stadien der mondbaren Differenzierung. Von den für den Ursprung der Elterngesteine der Mg-Suite in Betracht gezogenen Modellen passen die Daten am besten zu einem Prozess, bei dem heiße (Solidustemperatur bei ≥2 GPa = 1600 bis 1800 °C) und weniger dichte (ρ \textasciitilde 3100 kg/m³) frühe Mondmagmareumolite während des Umstürzens des Kumulatstapels bis zum Krustenfuß aufsteigen. Es würde einige Entlastungsschmelzung geben, aber das Platzieren einer heißen Kumulat-Horizonts neben der plagioklasreichen primordialen Kruste und KREEP-reichen Lithologien (bei Temperaturen von <1300 °C) würde zur Hybridisierung dieser divergierenden primordialen Lithologien führen und Mg-Suite-Elterngesteine produzieren. Da urKREEP (primordialer KREEP) nicht der „petrologische Treiber" dieses Magmatismus-Stils ist, außerhalb des Procellarum KREEP Terrane (PKT), sind Mg-Suite-Magmen nicht erforderlich, ein KREEP-Signal aufzuweisen. Die Bewertung der Chronologie dieser Hochländer-Evolutions-Episode zeigt, dass der Mg-Suite-Magmatismus bald nach der primordialen Differenzierung (<10 m.y.) eingeleitet wurde. Alternativ könnte das thermische Ereignis, das mit dem Mantelumsturz verbunden ist, die Chronometer gestört haben, die zur Datierung der primordialen Kruste verwendet wurden. Petrogenetische Beziehungen zwischen der Mg-Suite und anderen Hochländer-Suites (z. B. Alkali-Suite und magnesianische anorthositische Granulite) sind sowohl mit fraktionierten Kristallisationsprozessen als auch mit dem Schmelzen deutlich unterschiedlicher hybrider Quellen konsistent.",
    url = "https://doi.org/10.2138/am-2015-4817",
    doi = "10.2138/am-2015-4817",
    openalex = "W2117913256",
    references = "doi101016jgca201102033"
}

Gering geschätzte flüchtige Gehalte im Mond im Vergleich zur Erde sind eine fundamentale Beobachtung für die Entstehung des Erde-Mond-Systems und die Mondentwicklung. Hier präsentieren wir Daten zu Zinkisotopen und -gehalt für Mondkrusten-Gesteine, um den Gehalt an flüchtigen Stoffen in den letzten Stadien der Mond-Differenzierung einzuschränken. Wir finden, dass ferroanische Anorthosite isotopisch heterogen sind, wobei einige Proben hohe δ(66)Zn aufweisen, zusammen mit Alkali- und Magnesium-Suite-Proben. Da die plutonischen Proben in der Mondkruste entstanden, wurden sie keiner Entgasung ins Vakum ausgesetzt. Stattdessen sind ihre Zusammensetzungen mit einer Anreicherung der silikatischen Teile des Mondes in den schwereren Zinkisotopen konsistent. Aufgrund des Unterschieds in δ(66)Zn zwischen dem gesamten silikatischen Erdmantel und Mondbasalten sowie Mondkrusten-Gesteinen trat der Verlust an flüchtigen Stoffen wahrscheinlich in zwei Stadien auf: während der protolunaren Scheibenphase, wo ein Anteil der lunaren flüchtigen Stoffe an die Erde akkretierte, und durch Entgasung eines differenzierenden lunaren Magmeozeans, was die Möglichkeit isolierter, flüchtigstoffreicher Regionen im Mondinneren impliziert.

@article{doi101038ncomms8617,
    author = "Kato, Chizu und Moynier, Frédéric und Valdes, Maria C. und Dhaliwal, Jasmeet K. und Day, James M.D.",
    title = "Extensive volatile loss during formation and differentiation of the Moon",
    year = "2015",
    journal = "Nature Communications",
    abstract = "Low estimated lunar volatile contents, compared with Earth, are a fundamental observation for Earth-Moon system formation and lunar evolution. Here we present zinc isotope and abundance data for lunar crustal rocks to constrain the abundance of volatiles during the final stages of lunar differentiation. We find that ferroan anorthosites are isotopically heterogeneous, with some samples exhibiting high δ(66)Zn, along with alkali and magnesian suite samples. Since the plutonic samples were formed in the lunar crust, they were not subjected to degassing into vacuum. Instead, their compositions are consistent with enrichment of the silicate portions of the Moon in the heavier Zn isotopes. Because of the difference in δ(66)Zn between bulk silicate Earth and lunar basalts and crustal rocks, the volatile loss likely occurred in two stages: during the proto-lunar disk stage, where a fraction of lunar volatiles accreted onto Earth, and from degassing of a differentiating lunar magma ocean, implying the possibility of isolated, volatile-rich regions in the Moon's interior.",
    url = "https://doi.org/10.1038/ncomms8617",
    doi = "10.1038/ncomms8617",
    openalex = "W1882246603",
    references = "doi1010160019103589901292, doi101016jepsl200404032, doi101016jepsl201302037, doi101016jepsl201410053, doi101038nature07047, doi101038nature08477, doi101038nature11507, doi101073pnas1006677107, doi101086375492, doi101126science1235142, doi102138rmg2006604, openalexw1680065073"
}

In den letzten Jahren existieren viele Studien zu magmatischen Flüchtigen (H, C, N, F, S, Cl) im und auf dem Mond, die die nach-Apollo-Ansicht der Mondentstehung, die Verteilung und Quellen der Flüchtigen im Erde-Mond-System sowie die thermische und magmatische Evolution des Mondes in Frage gestellt haben. Diese jüngeren Beobachtungen sind jedoch nicht die ersten Daten zu Mondflüchtigen. Als Apollo-Proben erstmals zurückkehrten, wurden erhebliche Anstrengungen unternommen, um flüchtige Elemente zu verstehen, und es existiert in dieser älteren Literatur eine Fülle von Daten zu flüchtigen Elementen. In diesem Übersichtsartikel nähern wir uns den Flüchtigen im und auf dem Mond unter Verwendung neuer und alter Daten, die von Mondproben und Fernerkundung abgeleitet wurden. Durch die Kombination dieser Datensätze haben wir viele Konvergenzpunkte identifiziert, obwohl zahlreiche Fragen noch unbeantwortet bleiben.

@article{doi102138am20154934ccbyncnd,
    author = "McCubbin, F. M. und Kaaden, K. E. Vander und Tartèse, Romain und Klima, R. L. und Liu, Yang und Mortimer, James und Barnes, Jessica und Shearer, C. K. und Treiman, A. H. und Lawrence, D. J. und Elardo, S. M. und Hurley, D. M. und Boyce, J. W. und Anand, M.",
    title = "Magmatische Flüchtige (H, C, N, F, S, Cl) im Mondmantel, -kruste und -regolith: Vorkommen, Verteilung, Prozesse und Reservoirs",
    year = "2015",
    journal = "American Mineralogist",
    abstract = "In den letzten Jahren existieren viele Studien zu magmatischen Flüchtigen (H, C, N, F, S, Cl) im und auf dem Mond, die die nach-Apollo-Ansicht der Mondentstehung, die Verteilung und Quellen der Flüchtigen im Erde-Mond-System sowie die thermische und magmatische Evolution des Mondes in Frage gestellt haben. Diese jüngeren Beobachtungen sind jedoch nicht die ersten Daten zu Mondflüchtigen. Als Apollo-Proben erstmals zurückkehrten, wurden erhebliche Anstrengungen unternommen, um flüchtige Elemente zu verstehen, und es existiert in dieser älteren Literatur eine Fülle von Daten zu flüchtigen Elementen. In diesem Übersichtsartikel nähern wir uns den Flüchtigen im und auf dem Mond unter Verwendung neuer und alter Daten, die von Mondproben und Fernerkundung abgeleitet wurden. Durch die Kombination dieser Datensätze haben wir viele Konvergenzpunkte identifiziert, obwohl zahlreiche Fragen noch unbeantwortet bleiben.",
    url = "https://doi.org/10.2138/am-2015-4934ccbyncnd",
    doi = "10.2138/am-2015-4934ccbyncnd",
    openalex = "W2136572031",
    references = "doi101007bf03024549, doi1010160045873287900076, doi101016jepsl201110040, doi101016jepsl201410053, doi101016jgca200606262, doi101016jgca201102033, doi1010291999je001103, doi1010292005jd006338, doi101038269209a0, doi101086375492, doi101126science1186986, doi101126science1231530, doi101126science1235142, doi101126science25550501391"
}

@article{doi101016jearscirev201607007,
    author = "Stüeken, Eva E. und Kipp, Michael A. und Koehler, Matthew C. und Buick, Roger",
    title = "The evolution of Earth's biogeochemical nitrogen cycle",
    year = "2016",
    journal = "Earth-Science Reviews",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.earscirev.2016.07.007",
    doi = "10.1016/j.earscirev.2016.07.007",
    openalex = "W2492459478",
    references = "doi101016jepsl201110040, doi101016jgca201306002, doi101016jgca201502025, doi101016jgca201610050, doi101016jprecamres201206018, doi101016jprecamres201411030, doi101038nature11445, doi101126science1258410, doi101146annurevearth33031504103001"
}

Die aktuellen Modelle für die Entstehung des Mondes berücksichtigen die thermische Entwicklung des Mondes in Anwesenheit von H2O und anderen Flüchtlingen noch nicht vollständig. Von besonderer Bedeutung ist Chlor, da die meisten Mondproben durch einzigartige schwere δ37Cl-Werte gekennzeichnet sind, die sich signifikant von denen anderer planetarer Materialien, einschließlich der Erde, unterscheiden, bei denen δ37Cl-Werte sich um ∼0‰ gruppieren. Um die Ursache(n) der einzigartigen Chlorisotopensignatur des Mondes zu entschlüsseln, haben wir eine umfassende Studie über hochpräzise in situ Cl-Isotopenmessungen von Apatit aus einer Reihe von Apollo-Proben mit einem breiten Spektrum geochemischer Eigenschaften und petrologischer Typen durchgeführt. Die in den untersuchten Proben gemessenen Cl-Isotopenzusammensetzungen in lunarem Apatit zeigen ein breites Spektrum an δ37Cl-Werten (die einen maximalen Wert von +36‰ erreichen), die positiv mit der Menge an Kalium (K), Seltenen Erden (REE) und Phosphor (P) (KREEP)-Komponente in jeder Probe korrelieren. Unter Verwendung dieser neuen Daten, integriert mit bestehenden H-Isotopendaten, die für die gleichen Proben gewonnen wurden, können wir diese Ergebnisse in den Kontext des kanonischen lunaren Magmaozeans (LMO)-Modell setzen. Die Ergebnisse sind konsistent mit der Charakterisierung des urKREEP-Reservoirs durch ein δ37Cl ∼+30‰. Eine solche schwere Cl-Isotopensignatur erfordert Metall-Chlorid-Entgasung aus einem Cl-angereicherten urKREEP LMO-Residuum, ein Prozess, der wahrscheinlich durch mindestens einen großen Krustenbrechenden Impakt-Ereignis ausgelöst wurde, das den Transport und die Exposition von urKREEP-Flüssigkeit zur Mondoberfläche ermöglichte.

@article{doi101016jepsl201604036,
    author = "Barnes, Jessica J. und Tartèse, Romain und Anand, M. und McCubbin, F. M. und Neal, C. R. und Franchi, I. A.",
    title = "Early degassing of lunar urKREEP by crust-breaching impact(s)",
    year = "2016",
    journal = "Earth and Planetary Science Letters",
    abstract = "Die aktuellen Modelle für die Entstehung des Mondes berücksichtigen die thermische Entwicklung des Mondes in Anwesenheit von H2O und anderen Flüchtlingen noch nicht vollständig. Von besonderer Bedeutung ist Chlor, da die meisten Mondproben durch einzigartige schwere δ37Cl-Werte gekennzeichnet sind, die sich signifikant von denen anderer planetarer Materialien, einschließlich der Erde, unterscheiden, bei denen δ37Cl-Werte sich um ∼0‰ gruppieren. Um die Ursache(n) der einzigartigen Chlorisotopensignatur des Mondes zu entschlüsseln, haben wir eine umfassende Studie über hochpräzise in situ Cl-Isotopenmessungen von Apatit aus einer Reihe von Apollo-Proben mit einem breiten Spektrum geochemischer Eigenschaften und petrologischer Typen durchgeführt. Die in den untersuchten Proben gemessenen Cl-Isotopenzusammensetzungen in lunarem Apatit zeigen ein breites Spektrum an δ37Cl-Werten (die einen maximalen Wert von +36‰ erreichen), die positiv mit der Menge an Kalium (K), Seltenen Erden (REE) und Phosphor (P) (KREEP)-Komponente in jeder Probe korrelieren. Unter Verwendung dieser neuen Daten, integriert mit bestehenden H-Isotopendaten, die für die gleichen Proben gewonnen wurden, können wir diese Ergebnisse in den Kontext des kanonischen lunaren Magmaozeans (LMO)-Modell setzen. Die Ergebnisse sind konsistent mit der Charakterisierung des urKREEP-Reservoirs durch ein δ37Cl ∼+30‰. Eine solche schwere Cl-Isotopensignatur erfordert Metall-Chlorid-Entgasung aus einem Cl-angereicherten urKREEP LMO-Residuum, ein Prozess, der wahrscheinlich durch mindestens einen großen Krustenbrechenden Impakt-Ereignis ausgelöst wurde, das den Transport und die Exposition von urKREEP-Flüssigkeit zur Mondoberfläche ermöglichte.",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.epsl.2016.04.036",
    doi = "10.1016/j.epsl.2016.04.036",
    openalex = "W2393197622",
    references = "doi101038ncomms8617, doi101111maps12647, doi102138am20154934ccbyncnd"
}

@article{doi101038nature19341,
    author = "Wang, Kun und Jacobsen, S. B.",
    title = "Potassium isotopic evidence for a high-energy giant impact origin of the Moon",
    year = "2016",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/nature19341",
    doi = "10.1038/nature19341",
    openalex = "W2508931438",
    references = "doi101038ncomms8617"
}

Das aus den Apollo-Missionen abgeleitete Dogma eines wasserfreien Mondes wurde angefochten, nachdem in mehreren Mondproben Wasser nachgewiesen wurde, was die Anwesenheit von Wasser im Inneren des Mondes erfordert. Allerdings bestehen erhebliche Unsicherheiten hinsichtlich des Flusses, der Quellen und des Zeitpunkts der Wasserzufuhr zum Mond. Hier adressieren wir diese grundlegenden Fragen, indem wir die Masse des akkretierten Wassers am Mond einschränken und die relativen Anteile von asteroidalen und kometären Wasserquellen modellieren, die mit den gemessenen isotopischen Zusammensetzungen von Mondproben übereinstimmen. Wir bestimmen, dass eine Kombination aus kohlenstoffhaltigen Chondrit-Materialien für den Großteil des (und Stickstoffs) zur Erde-Mond-System zugeführten Wassers verantwortlich war. Entscheidend ist, dass wir zu dem Schluss kommen, dass Kometen, die Wasser mit Deuterium angereichert enthalten, signifikant weniger als 20 % des Wassers im Mond beitrugen. Daher stellen unsere Arbeit wichtige Einschränkungen für die Art der Objekte dar, die vor etwa 4,5-4,3 Milliarden Jahren den Mond trafen, sowie für den Ursprung von Wasser im inneren Sonnensystem.

@article{doi101038ncomms11684,
    author = "Barnes, Jessica und Kring, D. A. und Tartèse, Romain und Franchi, I. A. und Anand, M. und Russell, S. S.",
    title = "Ein asteroidaler Ursprung für Wasser im Mond",
    year = "2016",
    journal = "Nature Communications",
    abstract = "Das aus den Apollo-Missionen abgeleitete Dogma eines wasserfreien Mondes wurde angefochten, nachdem in mehreren Mondproben Wasser nachgewiesen wurde, was die Anwesenheit von Wasser im Inneren des Mondes erfordert. Allerdings bestehen erhebliche Unsicherheiten hinsichtlich des Flusses, der Quellen und des Zeitpunkts der Wasserzufuhr zum Mond. Hier adressieren wir diese grundlegenden Fragen, indem wir die Masse des akkretierten Wassers am Mond einschränken und die relativen Anteile von asteroidalen und kometären Wasserquellen modellieren, die mit den gemessenen isotopischen Zusammensetzungen von Mondproben übereinstimmen. Wir bestimmen, dass eine Kombination aus kohlenstoffhaltigen Chondrit-Materialien für den Großteil des (und Stickstoffs) zur Erde-Mond-System zugeführten Wassers verantwortlich war. Entscheidend ist, dass wir zu dem Schluss kommen, dass Kometen, die Wasser mit Deuterium angereichert enthalten, signifikant weniger als 20 % des Wassers im Mond beitrugen. Daher stellen unsere Arbeit wichtige Einschränkungen für die Art der Objekte dar, die vor etwa 4,5-4,3 Milliarden Jahren den Mond trafen, sowie für den Ursprung von Wasser im inneren Sonnensystem.",
    url = "https://doi.org/10.1038/ncomms11684",
    doi = "10.1038/ncomms11684",
    openalex = "W2410907776",
    references = "doi102138am20154934ccbyncnd"
}

@article{doi101007s112140170387z,
    author = "Peslier, A. H. und Schönbächler, Maria und Busemann, H. und Karato, Shun‐ichiro",
    title = "Wasser im Erdinneren: Verteilung und Ursprung",
    year = "2017",
    journal = "Space Science Reviews",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-017-0387-z",
    doi = "10.1007/s11214-017-0387-z",
    openalex = "W2743347859",
    references = "doi1010160031920181900467, doi1010160031920186900932, doi101016c20091284735, doi101016jepsl201410053, doi101016s0009254197001502, doi1010292008je003126, doi101086375492, doi101098rsta20150390, doi101126science1235142, doi101126science28053671245, doi101144gslsp19890420119, doi101146annurevea14050186002425, openalexw14108998, openalexw1624806571"
}

Das Verständnis der Entstehung von Variationen flüchtiger Elemente im inneren Sonnensystem war seit langem ein Ziel der Kosmochemie, doch viele frühe Studien, die nach dem Fingerabdruck des Verlusts flüchtiger Elemente mittels stabiler Isotopensysteme suchten, konnten keine auflösbaren Variationen finden. Eine verbesserte Methode zur chemischen Reinigung von Rb für hochpräzise Isotopenverhältnis-Messungen mittels Multi-Kollektor-Induktiv-Kopplungs-Plasma-Massenspektrometrie. Diese Methode wurde verwendet, um die Rubidium-Isotopenzusammensetzung für eine Reihe planetarer Materialien zu messen, einschließlich kohlenstoffhaltiger, gewöhnlicher und Enstatit-Chondriten sowie Achondriten (Eukrit, Angrit), terrestrischer magmatischer Gesteine (Basalt, Andesit, Granit) und Apollo-Mondproben (Mare-Basalte, Alkali-Serie). Flüchtigkeitsverarmte Körper (z. B. HED-Mutterkörper, thermisch metamorphosierte Meteoriten) sind im Vergleich zu Chondriten bis zu mehreren Promille im schweren Isotop von Rb angereichert, was einen Verlust flüchtiger Elemente durch Verdampfung an der Oberfläche von Planetesimalen nahelegt. Darüber hinaus ist der Mond isotopisch vom Mond in Rb unterschiedlich. Die Variationen in den Rubidium-Isotopenzusammensetzungen in den flüchtigkeitsarmen Proben werden auf den Verlust flüchtiger Elemente von Planetesimalen während der Akkretion zurückgeführt. Dies deutet darauf hin, dass entweder das Rb (und andere flüchtige Elemente) während oder nach dem großen Einschlag verloren gingen oder durch Verdampfung früher während der Akkretionsgeschichte von Theia.

@article{doi101016jepsl201705033,
    author = "Pringle, Emily A. und Moynier, Frédéric",
    title = "Rubidium-Isotopenzusammensetzung der Erde, Meteoriten und des Mondes: Hinweise auf den Ursprung des Verlusts flüchtiger Elemente während der planetaren Akkretion",
    year = "2017",
    journal = "Earth and Planetary Science Letters",
    abstract = "Das Verständnis der Entstehung von Variationen flüchtiger Elemente im inneren Sonnensystem war seit langem ein Ziel der Kosmochemie, doch viele frühe Studien, die nach dem Fingerabdruck des Verlusts flüchtiger Elemente mittels stabiler Isotopensysteme suchten, konnten keine auflösbaren Variationen finden. Eine verbesserte Methode zur chemischen Reinigung von Rb für hochpräzise Isotopenverhältnis-Messungen mittels Multi-Kollektor-Induktiv-Kopplungs-Plasma-Massenspektrometrie. Diese Methode wurde verwendet, um die Rubidium-Isotopenzusammensetzung für eine Reihe planetarer Materialien zu messen, einschließlich kohlenstoffhaltiger, gewöhnlicher und Enstatit-Chondriten sowie Achondriten (Eukrit, Angrit), terrestrischer magmatischer Gesteine (Basalt, Andesit, Granit) und Apollo-Mondproben (Mare-Basalte, Alkali-Serie). Flüchtigkeitsverarmte Körper (z. B. HED-Mutterkörper, thermisch metamorphosierte Meteoriten) sind im Vergleich zu Chondriten bis zu mehreren Promille im schweren Isotop von Rb angereichert, was einen Verlust flüchtiger Elemente durch Verdampfung an der Oberfläche von Planetesimalen nahelegt. Darüber hinaus ist der Mond isotopisch vom Mond in Rb unterschiedlich. Die Variationen in den Rubidium-Isotopenzusammensetzungen in den flüchtigkeitsarmen Proben werden auf den Verlust flüchtiger Elemente von Planetesimalen während der Akkretion zurückgeführt. Dies deutet darauf hin, dass entweder das Rb (und andere flüchtige Elemente) während oder nach dem großen Einschlag verloren gingen oder durch Verdampfung früher während der Akkretionsgeschichte von Theia.",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.epsl.2017.05.033",
    doi = "10.1016/j.epsl.2017.05.033",
    openalex = "W2626144397",
    references = "doi101038ncomms8617"
}

g Wasser im globalen Durchschnitt. Die Bildung und Migration von Wasser zu kalten Fallen könnte somit ein kontinuierlicher Prozess auf dem Mond und anderen luftleeren Körpern sein.

@article{doi101126sciadv1701471,
    author = "Li, Shuai und Milliken, R. E.",
    title = "Wasser auf der Oberfläche des Mondes, wie vom Mond Mineralogy Mapper beobachtet: Verteilung, Häufigkeit und Ursprünge",
    year = "2017",
    journal = "Science Advances",
    abstract = "g Wasser im globalen Durchschnitt. Die Bildung und Migration von Wasser zu kalten Fallen könnte somit ein kontinuierlicher Prozess auf dem Mond und anderen luftleeren Körpern sein.",
    url = "https://doi.org/10.1126/sciadv.1701471",
    doi = "10.1126/sciadv.1701471",
    openalex = "W2754667650",
    references = "doi1010079781461263333, doi101016001910358490054x, doi101016jepsl201410053, doi101017cbo9780511524998, doi101029jb084ib10p05659, doi101029jb086ib04p03039, doi101029jz066i009p03033, doi101038nature07047, doi101126science1178658, doi101126science1179788, doi101126science1235142, doi101126science28153821496"
}

Zusammenfassung Die Hypothese des großen Einschlags bleibt die führende Theorie für den Ursprung des Mondes. Aktuelle Modelle haben jedoch Schwierigkeiten, die Zusammensetzung des Mondes und seine isotopische Ähnlichkeit mit der Erde zu erklären. Hier stellen wir ein neues Modell für den Ursprung des Mondes vor. Hochenergetische Einschläge mit hohem Drehimpuls können eine post-einschlagsbedingte Struktur erzeugen, die die Korotationsgrenze überschreitet, welche den heißesten thermischen Zustand und den maximalen Drehimpuls für einen mitrotierenden Körper definiert. Bei einem typischen Körper, der die Korotationsgrenze überschreitet, sind traditionelle Definitionen von Mantel, Atmosphäre und Scheibe nicht angemessen, und der Körper bildet eine neue Art planetarer Struktur, die als Synestia bezeichnet wird. Unter Verwendung von Simulationen abkühlender Synestien in Kombination mit dynamischen, thermodynamischen und geochemischen Berechnungen zeigen wir, dass die Satellitenbildung aus einer Synestia die Hauptmerkmale unseres Mondes erzeugen kann. Wir finden, dass die Abkühlung das Mischen der Struktur antreibt und Kondensation Mondlets erzeugt, die innerhalb der Synestia umkreisen und von Zehnteln von Bars Bulk-Silikat-Erd-Dampf umgeben sind. Die Mondlets und der wachsende Mond werden vom Dampf erhitzt, bis das erste Hauptelement (Si) zu verdampfen beginnt und die Temperatur puffert. Die Mondlets gleichen sich mit dem Bulk-Silikat-Erd-Dampf bei der Temperatur der Silikatverdampfung und dem Druck der Struktur aus, wodurch die lunare isotopische Zusammensetzung und das Muster der mäßig flüchtigen Elemente entstehen. Schließlich zieht sich die abkühlende Synestia innerhalb der lunaren Umlaufbahn zurück und beendet die Hauptphase der lunaren Akkretion. Unser Modell verschiebt das Paradigma für den Ursprung des Mondes von der Spezifizierung eines bestimmten Einschlagsszenarios hin zur Erreichung einer mondformenden Synestia. Große Einschläge, die potenziell mondformende Synestien erzeugen, waren am Ende der Bildung terrestrischer Planeten häufig.

@article{doi1010022017je005333,
    author = "Lock, Simon J. und Stewart, Sarah T. und Petaev, M. I. und Leinhardt, Z. M. und Mace, Mia und Jacobsen, S. B. und Ćuk, Matija",
    title = "The Origin of the Moon Within a Terrestrial Synestia",
    year = "2018",
    journal = "Journal of Geophysical Research Planets",
    abstract = "Zusammenfassung Die Hypothese des großen Einschlags bleibt die führende Theorie für den Ursprung des Mondes. Aktuelle Modelle haben jedoch Schwierigkeiten, die Zusammensetzung des Mondes und seine isotopische Ähnlichkeit mit der Erde zu erklären. Hier stellen wir ein neues Modell für den Ursprung des Mondes vor. Hochenergetische Einschläge mit hohem Drehimpuls können eine post-einschlagsbedingte Struktur erzeugen, die die Korotationsgrenze überschreitet, welche den heißesten thermischen Zustand und den maximalen Drehimpuls für einen mitrotierenden Körper definiert. Bei einem typischen Körper, der die Korotationsgrenze überschreitet, sind traditionelle Definitionen von Mantel, Atmosphäre und Scheibe nicht angemessen, und der Körper bildet eine neue Art planetarer Struktur, die als Synestia bezeichnet wird. Unter Verwendung von Simulationen abkühlender Synestien in Kombination mit dynamischen, thermodynamischen und geochemischen Berechnungen zeigen wir, dass die Satellitenbildung aus einer Synestia die Hauptmerkmale unseres Mondes erzeugen kann. Wir finden, dass die Abkühlung das Mischen der Struktur antreibt und Kondensation Mondlets erzeugt, die innerhalb der Synestia umkreisen und von Zehnteln von Bars Bulk-Silikat-Erd-Dampf umgeben sind. Die Mondlets und der wachsende Mond werden vom Dampf erhitzt, bis das erste Hauptelement (Si) zu verdampfen beginnt und die Temperatur puffert. Die Mondlets gleichen sich mit dem Bulk-Silikat-Erd-Dampf bei der Temperatur der Silikatverdampfung und dem Druck der Struktur aus, wodurch die lunare isotopische Zusammensetzung und das Muster der mäßig flüchtigen Elemente entstehen. Schließlich zieht sich die abkühlende Synestia innerhalb der lunaren Umlaufbahn zurück und beendet die Hauptphase der lunaren Akkretion. Unser Modell verschiebt das Paradigma für den Ursprung des Mondes von der Spezifizierung eines bestimmten Einschlagsszenarios hin zur Erreichung einer mondformenden Synestia. Große Einschläge, die potenziell mondformende Synestien erzeugen, waren am Ende der Bildung terrestrischer Planeten häufig.",
    url = "https://doi.org/10.1002/2017je005333",
    doi = "10.1002/2017je005333",
    openalex = "W2787972555",
    references = "doi1010079781461261674, doi1010079783642303043, doi1010160009254194001404, doi101016b9780080959757002011, doi101016jepsl201410053, doi10103835089010, doi101038nature10201, doi101086158356, doi101086375492, doi101126science1231530, openalexw1612422762"
}

Zusammenfassung Der Mond ist der einzige Himmelskörper außer der Erde, für den Proben vor Ort von Menschen und robotischen Missionen gesammelt und zur Erde zurückgebracht wurden. Wissenschaftliche Untersuchungen der ersten Mondproben, die vor 50 Jahren von den Apollo-11-Astronauten zurückgebracht wurden, haben unsere Vorstellungen darüber, wie sich die meisten Himmelskörper bilden und entwickeln, grundlegend verändert. Die Identifizierung von Anorthosit-Klumpen in Apollo-11-Proben führte zur Formulierung des Magma-Ozean-Konzepts und damit zur Idee, dass der Mond großflächiges Schmelzen und Differenzierung durchlief. Dieses Konzept der Magma-Ozeane wurde bald auf andere terrestrische Planeten und große asteroidale Körper angewendet. Die Datierung von basaltischen Fragmenten, die vom Mond zurückgebracht wurden, zeigte auch, dass ein relativ kleiner Himmelskörper vulkanische Aktivität für mehr als eine Milliarde Jahre nach seiner Entstehung aufrechterhalten konnte. Schließlich zeigten Studien des Mondregoliths, dass er neben einer Schatzkammer der Geschichte des Mondes auch eine reiche Archive der letzten 4,5 Milliarden Jahre der Evolution des inneren Sonnensystems bietet. Weitere Untersuchungen von Proben, die in den letzten fünf Jahrzehnten vom Mond zurückgebracht wurden, führten zu vielen weiteren Entdeckungen, stellten aber auch neue und grundlegende Fragen, die mit den derzeit verfügbaren Proben schwer zu beantworten sind, wie zum Beispiel die des Alters des Mondes, der Dauer des Mondvulkanismus, des lunaren paläomagnetischen Feldes und seiner Intensität sowie des Aufzeichnungsverlaufs der Bombardierungsgeschichte während der ersten Milliarde Jahre der Evolution des Sonnensystems auf dem Mond. In diesem Beitrag überblicken wir die Informationen, die wir derzeit über einige der wichtigsten wissenschaftlichen Fragen zum Mond haben, und diskutieren, wie zukünftige Probenrückholmissionen dazu beitragen könnten, wichtige Wissenslücken zu schließen.

@article{doi101007s112140190622x,
    author = "Tartèse, Romain und Anand, M. und Gattacceca, J. und Joy, K. H. und Mortimer, James und Pernet‐Fisher, J. F. und Russell, S. S. und Snape, J. F. und Weiss, B. P.",
    title = "Constraining the Evolutionary History of the Moon and the Inner Solar System: A Case for New Returned Lunar Samples",
    year = "2019",
    journal = "Space Science Reviews",
    abstract = "Zusammenfassung Der Mond ist der einzige Himmelskörper außer der Erde, für den Proben vor Ort von Menschen und robotischen Missionen gesammelt und zur Erde zurückgebracht wurden. Wissenschaftliche Untersuchungen der ersten Mondproben, die vor 50 Jahren von den Apollo-11-Astronauten zurückgebracht wurden, haben unsere Vorstellungen darüber, wie sich die meisten Himmelskörper bilden und entwickeln, grundlegend verändert. Die Identifizierung von Anorthosit-Klumpen in Apollo-11-Proben führte zur Formulierung des Magma-Ozean-Konzepts und damit zur Idee, dass der Mond großflächiges Schmelzen und Differenzierung durchlief. Dieses Konzept der Magma-Ozeane wurde bald auf andere terrestrische Planeten und große asteroidale Körper angewendet. Die Datierung von basaltischen Fragmenten, die vom Mond zurückgebracht wurden, zeigte auch, dass ein relativ kleiner Himmelskörper vulkanische Aktivität für mehr als eine Milliarde Jahre nach seiner Entstehung aufrechterhalten konnte. Schließlich zeigten Studien des Mondregoliths, dass er neben einer Schatzkammer der Geschichte des Mondes auch eine reiche Archive der letzten 4,5 Milliarden Jahre der Evolution des inneren Sonnensystems bietet. Weitere Untersuchungen von Proben, die in den letzten fünf Jahrzehnten vom Mond zurückgebracht wurden, führten zu vielen weiteren Entdeckungen, stellten aber auch neue und grundlegende Fragen, die mit den derzeit verfügbaren Proben schwer zu beantworten sind, wie zum Beispiel die des Alters des Mondes, der Dauer des Mondvulkanismus, des lunaren paläomagnetischen Feldes und seiner Intensität sowie des Aufzeichnungsverlaufs der Bombardierungsgeschichte während der ersten Milliarde Jahre der Evolution des Sonnensystems auf dem Mond. In diesem Beitrag überblicken wir die Informationen, die wir derzeit über einige der wichtigsten wissenschaftlichen Fragen zum Mond haben, und diskutieren, wie zukünftige Probenrückholmissionen dazu beitragen könnten, wichtige Wissenslücken zu schließen.",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-019-0622-x",
    doi = "10.1007/s11214-019-0622-x",
    openalex = "W2990538259",
    references = "doi101016jgca201805006, doi101098rsta20130315"
}

@article{doi101016jepsl2019115771,
    author = "McCubbin, F. M. und Barnes, Jessica",
    title = "Ursprung und Häufigkeiten von H2O in den terrestrischen Planeten, dem Mond und den Asteroiden",
    year = "2019",
    journal = "Earth and Planetary Science Letters",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.epsl.2019.115771",
    doi = "10.1016/j.epsl.2019.115771",
    openalex = "W2971642919",
    references = "doi1010022017je005333, doi1010160012821x96001549, doi101016jepsl201110040, doi10103835089010, doi101038nature10201, doi101086375492, doi101086426895, doi10108800670049208220, doi101093petrology322365, doi101098rsta20150390, doi101111maps12430, doi101111maps12639, doi101111maps12647, doi105860choice264478, openalexw1589757706"
}

Zusammenfassung Die Kristallisation des Mondmagmaozeans (LMO) bestimmt die anfängliche Struktur des festen Mondes. Gegen Ende der LMO-Kristallisation bilden sich unter der Plagioklas-Kruste Ilmenit-führende Kumulate (IBC). Da diese dichter als der darunterliegende Mantel sind, neigen sie zum Umsturz, eine Hypothese, die mehrere Aspekte der Mondentwicklung erklärt. Doch die Bildung einer stagnierenden Kruste aufgrund der Temperaturabhängigkeit der Viskosität kann leicht verhindern, dass IBC absinken. Um die rheologischen Bedingungen abzuleiten, die es IBC ermöglichen, absinken zu können, haben wir die LMO-Kristallisationssequenz berechnet und hochauflösende numerische Simulationen der Umsturzdynamik durchgeführt. Wir nahmen eine Diffusionskriech-Rheologie an und testeten die Effekte der Referenzviskosität, der Aktivierungsenergie und des kompositionellen Viskositätsunterschieds zwischen IBC und Mantel. Der Umsturz hängt stark von der Referenzviskosität und der Aktivierungsenergie ab und wird durch eine niedrige IBC-Viskosität erleichtert. Bei einer Referenzviskosität von 10 21 Pa s, charakteristisch für eine trockene Rheologie, kann kein IBC-Umsturz stattfinden. Bei einer Referenzviskosität von 10 20 Pa s ist der Umsturz möglich, wenn die Aktivierungsenergie ein Faktor von 2–3 niedriger ist als die Werte, die typischerweise für trockenes Olivin angenommen werden. Diese niedrigen Aktivierungsenergien deuten auf eine Rolle für die Versetzungskriechung hin. Bei niedrigeren Referenzviskositäten, die mit dem Vorhandensein von Wasser oder eingeschlossenem Schmelze verbunden sind, können mehr als 95 % der IBC unabhängig von der Aktivierungsenergie absinken. Skalierungsgesetze für Rayleigh-Taylor-Instabilität bestätigten diese Ergebnisse, zeigten aber auch die Notwendigkeit numerischer Simulationen, um die Umsturzdynamik genau zu quantifizieren. Wenn IBC absinken, erfolgt der Umsturz über kleine Diapire.

@article{doi1010292018je005739,
    author = "Yu, Shuoran und Tosi, Nicola und Schwinger, Sabrina und Maurice, Maxime und Breuer, D. und Xiao, Long",
    title = "Umsturz von Ilmenit-führenden Kumulaten in einem rheologisch schwachen Mondmantel",
    year = "2019",
    journal = "Journal of Geophysical Research Planets",
    abstract = "Zusammenfassung Die Kristallisation des Mondmagmaozeans (LMO) bestimmt die anfängliche Struktur des festen Mondes. Gegen Ende der LMO-Kristallisation bilden sich unter der Plagioklas-Kruste Ilmenit-führende Kumulate (IBC). Da diese dichter als der darunterliegende Mantel sind, neigen sie zum Umsturz, eine Hypothese, die mehrere Aspekte der Mondentwicklung erklärt. Doch die Bildung einer stagnierenden Kruste aufgrund der Temperaturabhängigkeit der Viskosität kann leicht verhindern, dass IBC absinken. Um die rheologischen Bedingungen abzuleiten, die es IBC ermöglichen, absinken zu können, haben wir die LMO-Kristallisationssequenz berechnet und hochauflösende numerische Simulationen der Umsturzdynamik durchgeführt. Wir nahmen eine Diffusionskriech-Rheologie an und testeten die Effekte der Referenzviskosität, der Aktivierungsenergie und des kompositionellen Viskositätsunterschieds zwischen IBC und Mantel. Der Umsturz hängt stark von der Referenzviskosität und der Aktivierungsenergie ab und wird durch eine niedrige IBC-Viskosität erleichtert. Bei einer Referenzviskosität von 10 21 Pa s, charakteristisch für eine trockene Rheologie, kann kein IBC-Umsturz stattfinden. Bei einer Referenzviskosität von 10 20 Pa s ist der Umsturz möglich, wenn die Aktivierungsenergie ein Faktor von 2–3 niedriger ist als die Werte, die typischerweise für trockenes Olivin angenommen werden. Diese niedrigen Aktivierungsenergien deuten auf eine Rolle für die Versetzungskriechung hin. Bei niedrigeren Referenzviskositäten, die mit dem Vorhandensein von Wasser oder eingeschlossenem Schmelze verbunden sind, können mehr als 95\% der IBC unabhängig von der Aktivierungsenergie absinken. Skalierungsgesetze für Rayleigh-Taylor-Instabilität bestätigten diese Ergebnisse, zeigten aber auch die Notwendigkeit numerischer Simulationen, um die Umsturzdynamik genau zu quantifizieren. Wenn IBC absinken, erfolgt der Umsturz über kleine Diapire.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2018je005739",
    doi = "10.1029/2018je005739",
    openalex = "W2911479165",
    references = "doi101016jgca201805006"
}

Die Mondoberfläche ist alt und gut erhalten und dokumentiert die Geschichte des Sonnensystems sowie planetare Evolutionsprozesse. Antike, beckenweite Einschläge haben Mondmantelgesteine freigelegt, die voraussichtlich weiterhin an der Oberfläche vorhanden sind. Die Probenahme dieser Gesteine würde Einblicke in fundamentale planetare Prozesse, einschließlich Differenzierung und magmatischer Evolution, ermöglichen. Unter den Mondwissenschaftlern herrscht Uneinigkeit darüber, welche Lithologien den oberen Mondmantel bilden und wo sie möglicherweise an der Oberfläche freigelegt wurden. Wir überprüfen dynamische Modelle der Mond-Differenzierung im Kontext neuer Experimente und Raumfahrzeugdaten, bewerten Kandidaten-Lithologien, ihre Verteilung und Implikationen für die Mond-Evolution.

@article{doi101038s41467021246263,
    author = "Moriarty, D. P. und Dygert, Nick und Valencia, Sarah und Watkins, Ryan und Petro, N. E.",
    title = "The search for lunar mantle rocks exposed on the surface of the Moon",
    year = "2021",
    journal = "Nature Communications",
    abstract = "Die Mondoberfläche ist alt und gut erhalten und dokumentiert die Geschichte des Sonnensystems sowie planetare Evolutionsprozesse. Antike, beckenweite Einschläge haben Mondmantelgesteine freigelegt, die voraussichtlich weiterhin an der Oberfläche vorhanden sind. Die Probenahme dieser Gesteine würde Einblicke in fundamentale planetare Prozesse, einschließlich Differenzierung und magmatischer Evolution, ermöglichen. Unter den Mondwissenschaftlern herrscht Uneinigkeit darüber, welche Lithologien den oberen Mondmantel bilden und wo sie möglicherweise an der Oberfläche freigelegt wurden. Wir überprüfen dynamische Modelle der Mond-Differenzierung im Kontext neuer Experimente und Raumfahrzeugdaten, bewerten Kandidaten-Lithologien, ihre Verteilung und Implikationen für die Mond-Evolution.",
    url = "https://doi.org/10.1038/s41467-021-24626-3",
    doi = "10.1038/s41467-021-24626-3",
    openalex = "W3189059404",
    references = "doi101016jgca201805006"
}

Mondboden ist ein feines Gemisch aus lokalen Gesteinen und exotischen Komponenten. Die chemische Zusammensetzung des Gesteins der neu zurückgebrachten Chang'É-5 (CE-5) Mondprobe wurde untersucht, um ihre chemische Homogenität, exotische Zusätze und den Ursprung der Basalte am Landeort zu verstehen. Die Konzentrationen von 48 Haupt- und Spurenelementen, einschließlich vieler niedrig konzentrierter flüchtiger und siderophiler Elemente, von zwei Chargen der CE-5-Mondbodenproben wurden gleichzeitig durch induktiv gekoppelte Plasma-Massenspektrometrie (ICP-MS) mit minimalem Probenverbrauch ermittelt. Ihre Haupt- und Spurenelementzusammensetzungen (außer Ni) sind auf Milligramm-Niveau (2–4 mg) einheitlich und stimmen mit den gemessenen Zusammensetzungen von basaltischen Gläsern und Schätzungen basierend auf den modalen Mineralabundanzen von basaltischen Fragmenten überein. Dieses Ergebnis zeigt, dass die exotischen Hochland- und KREEP (K, seltene Erden und P-reiche) Materialien sehr gering (<5%) sind und die Gesamtchemische Zusammensetzung (außer Ni) des CE-5-Mondbodens verwendet werden kann, um den darunterliegenden Mare-Basalt darzustellen. Die erhöhten Ni-Konzentrationen spiegeln den Zusatz von etwa 1 Gew.% meteoritischem Material wider, was die andere Gesamtzusammensetzung außer bei einigen hochsiderophilen Spurenelementen wie Ir nicht beeinflussen würde. Der CE-5-Mondboden, der insgesamt in der Zusammensetzung dem darunterliegenden Basalt entspricht, zeigt niedrige Mg# (34), hohe FeO (22,7 Gew.%), intermediäres TiO2 (5,12 Gew.%) und hohe Th (5,14 µg/g) Konzentrationen. Die Zusammensetzung unterscheidet sich jedoch von den Basalten und Böden, die von den Apollo- und Luna-Missionen zurückgebracht wurden, während die Verarmung an flüchtigen oder siderophilen Elementen wie K, Rb, Mo und W in ihren Mantelquellen vergleichbar ist. Die Konzentrationen der inkompatibelen lithophilen Spurenelemente (z. B. Ba, Rb, Th, U, Nb, Ta, Zr, Hf und REE) der CE-5-Basalte sind mäßig hoch und ihr Muster ähnelt hoch-K KREEP. Das Muster dieser Spurenelemente mit K-, Th-, U-, Nb- und Ta-Anomalien der CE-5-Basalte kann nicht durch das partielle Schmelzen und die Kristallisation von Olivin, Pyroxen und Plagioklas erklärt werden. Daher könnte die Mantelquelle der CE-5-Landeort-Mare-Basalte KREEP-Komponenten enthalten haben, wahrscheinlich als eingeschlossene interstitielle Schmelzen. Um diese Beobachtungen mit den anfänglich unradiogenen Sr- und radiogenen Nd-Isotopenzusammensetzungen der CE-5-Basalte in Einklang zu bringen, könnte Klinopyroxen, der durch niedrige Rb/Sr- und hohe Sm/Nd-Verhältnisse gekennzeichnet ist, eines der Hauptminerale in der KREEP-führenden Mantelquelle sein. Folglich schlagen wir vor, dass die CE-5-Landeort-Mare-Basalte sehr wahrscheinlich aus dem partiellen Schmelzen eines oberflächennahen und klinopyroxenreichen (im Vergleich zu Olivin und Orthopyroxen) oberen Mantelkumulates mit einem kleinen Anteil (etwa 1–1,5 %) KREEP-ähnlicher Materialien entstanden sind.

@article{doi101016jgca202206037,
    author = "Zong, Keqing and Wang, Zaicong and Li, Jiawei and He, Qi and Li, Yiheng and Becker, Harry and Zhang, Wen and Hu, Zhaochu and He, Tao and Cao, Kenan and She, Zhenbing and Wu, Xiang and Xiao, Long and Liu, Yongsheng",
    title = "Bulk compositions of the Chang’E-5 lunar soil: Insights into chemical homogeneity, exotic addition, and origin of landing site basalts",
    year = "2022",
    journal = "Geochimica et Cosmochimica Acta",
    abstract = "Lunar soil is a fine mixture of local rocks and exotic components. The bulk-rock chemical composition of the newly returned Chang’E-5 (CE-5) lunar soil was studied to understand its chemical homogeneity, exotic additions, and origin of landing site basalts. Concentrations of 48 major and trace elements, including many low-concentration volatile and siderophile elements, of two batches of the scooped CE-5 soil samples were simultaneously obtained by inductively coupled plasma mass spectrometry (ICP-MS) with minimal sample consumption. Their major and trace elemental compositions (except for Ni) are uniform at milligram levels (2–4 mg), matching measured compositions of basaltic glasses and estimates based on mineral modal abundances of basaltic fragments. This result indicates that the exotic highland and KREEP (K, rare earth elements, and P-rich) materials are very low (<5%) and the bulk chemical composition (except for Ni) of the CE-5 soil can be used to represent the underlying mare basalt. The elevated Ni concentrations reflect the addition of about 1 wt% meteoritic materials, which would not influence the other bulk composition except for some highly siderophile trace elements such as Ir. The CE-5 soil, which is overall the same as the underlying basalt in composition, displays low Mg# (34), high FeO (22.7 wt%), intermediate TiO2 (5.12 wt%), and high Th (5.14 µg/g) concentrations. The composition is distinct from basalts and soils returned by the Apollo and Luna missions, however, the depletion of volatile or siderophile elements such as K, Rb, Mo, and W in their mantle sources is comparable. The incompatible lithophile trace element concentrations (e.g., Ba, Rb, Th, U, Nb, Ta, Zr, Hf, and REE) of the CE-5 basalts are moderately high and their pattern mimics high-K KREEP. The pattern of these trace elements with K, Th, U, Nb, and Ta anomalies of the CE-5 basalts cannot be explained by the partial melting and crystallization of olivine, pyroxene, and plagioclase. Thus, the mantle source of the CE-5 landing site mare basalt could have contained KREEP components, likely as trapped interstitial melts. To reconcile these observations with the initial unradiogenic Sr and radiogenic Nd isotopic compositions of the CE-5 basalts, clinopyroxene characterized by low Rb/Sr and high Sm/Nd ratios could be one of the main minerals in the KREEP-bearing mantle source. Consequently, we propose that the CE-5 landing site mare basalts very likely originated from partial melting of a shallow and clinopyroxene-rich (relative to olivine and orthopyroxene) upper mantle cumulate with a small fraction (about 1–1.5 %) of KREEP-like materials.",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.gca.2022.06.037",
    doi = "10.1016/j.gca.2022.06.037",
    openalex = "W4283761785",
    references = "doi101038s41586021041079"
}

@article{doi101038s41550022017633,
    author = "Li, Chen und Guo, Zhuang und Li, Yang und Tai, Kairui und Wei, Kuixian und Li, Xiongyao und Liu, Jianzhong und Ma, Wenhui",
    title = "Impact-driven disproportionation origin of nanophase iron particles in Chang'e-5 lunar soil sample",
    year = "2022",
    journal = "Nature Astronomy",
    url = "https://doi.org/10.1038/s41550-022-01763-3",
    doi = "10.1038/s41550-022-01763-3",
    openalex = "W4294051841",
    references = "doi101038s41586021041079"
}

Zusammenfassung Um Fragen zu den mehreren Dichotomien zwischen der nahen und der fernen Seite des Mondes zu beantworten und neue Einblicke sowohl in die frühe Einschlaggeschichte des Sonnensystems als auch in die geologische Evolution des Mondes zu gewinnen, wurde die Landezone der Chang'e-6 (CE-6) so gewählt, dass sie sich innerhalb des südlichen Teils des Apollo-Beckens im südlichen Bereich des Apollo-Beckens (150–158° W, 41–45° S) befindet, einem Ort, der Zugang zu einer Vielfalt an SPA-Material bietet. Hier beschreiben wir die Geomorphologie, Geologie und Chronologie von drei Kandidaten-Probenentnahmestellen innerhalb dieses Bereichs, die wahrscheinlich für eine sichere Landung und Probenentnahme sorgen werden. Die geologischen Merkmale deuten darauf hin, dass CE-6 Mond-Material aus der fernen Seite des Mondes, möglicherweise Mantelmaterial und junges (ungefähr 2,40 Milliarden Jahre alt) und/oder altes (ungefähr 3,43 Milliarden Jahre alt) basaltisches Material sammeln wird, das alle wichtigen Hinweise für zukünftige in-situ-Probenentnahmen von der fernen Seite des Mondes geben und unser Verständnis der Evolution des Mondes vertiefen wird.

@article{doi101038s41550023020381,
    author = "Zeng, Xingguo und Liu, Dawei und Chen, Yuan und Zhou, Qin und Ren, Xin und Zhang, Zhoubin und Yan, Wei und Chen, Wangli und Wang, Q. und Deng, Xiangjin und Hu, Hao und Liu, Jianjun und Zuo, Wei und Head, J. W. und Li, Chunlai",
    title = "Landeplatz der Chang'e-6-Mond-Mission zur Rückführung von Proben aus der Rückseite des Mondes vom Apollo-Becken",
    year = "2023",
    journal = "Nature Astronomy",
    abstract = "Zusammenfassung Um Fragen zu den mehreren Dichotomien zwischen der nahen und der fernen Seite des Mondes zu beantworten und neue Einblicke sowohl in die frühe Einschlaggeschichte des Sonnensystems als auch in die geologische Evolution des Mondes zu gewinnen, wurde die Landezone der Chang'e-6 (CE-6) so gewählt, dass sie sich innerhalb des südlichen Teils des Apollo-Beckens im südlichen Bereich des Apollo-Beckens (150–158° W, 41–45° S) befindet, einem Ort, der Zugang zu einer Vielfalt an SPA-Material bietet. Hier beschreiben wir die Geomorphologie, Geologie und Chronologie von drei Kandidaten-Probenentnahmestellen innerhalb dieses Bereichs, die wahrscheinlich für eine sichere Landung und Probenentnahme sorgen werden. Die geologischen Merkmale deuten darauf hin, dass CE-6 Mond-Material aus der fernen Seite des Mondes, möglicherweise Mantelmaterial und junges (ungefähr 2,40 Milliarden Jahre alt) und/oder altes (ungefähr 3,43 Milliarden Jahre alt) basaltisches Material sammeln wird, das alle wichtigen Hinweise für zukünftige in-situ-Probenentnahmen von der fernen Seite des Mondes geben und unser Verständnis der Evolution des Mondes vertiefen wird.",
    url = "https://doi.org/10.1038/s41550-023-02038-1",
    doi = "10.1038/s41550-023-02038-1",
    openalex = "W4385429888",
    references = "doi101016jicarus201512039, doi101016jicarus201605031"
}

Mondexploration gilt als entscheidend für die Aufdeckung der Ursprünge des Erde-Mond-Systems und ist der erste Schritt zur Weiterentwicklung der menschlichen Erforschung des tiefen Weltraums. Im vergangenen Jahrzehnt hat das chinesische Mondexplorationsprogramm (CLEP), auch bekannt als Chang'e (CE)-Projekt, bemerkenswerte Meilensteine erreicht. Es hat erfolgreich die erforderliche Ingenieurskapazität entwickelt und demonstriert, um zum Mond zu gelangen und von seiner Oberfläche zurückzukehren. Besonders hervorzuheben ist, dass das CE-Projekt historische Erstleistungen mit der Landung und der vor-Ort-Exploration der Mondrückseite sowie der Sammlung der jüngsten vulkanischen Proben aus dem Procellarum KREEP Terrane erzielt hat. Diese Errungenschaften haben unser Verständnis der Mond-Evolution erheblich verbessert. Aufbauend auf diesem Erfolg hat China eine ehrgeizige bemannte Mondexplorationsstrategie vorgeschlagen, die darauf abzielt, zum Mond zurückzukehren, um wissenschaftliche Erkundungen und Nutzungen durchzuführen. Dieser Plan umfasst zwei Hauptphasen: die erste bemannte Mondlandung und -exploration, gefolgt von einer wissenschaftlichen Expedition im tausend-Kilometer-Maßstab, um einen geologischen Querschnitt über die Mondoberfläche zu erstellen. Unter Berücksichtigung der Grenzen aktueller Mondexplorationsbemühungen sowie der ingenieurtechnischen und technischen Fähigkeiten Chinas untersucht dieser Artikel die Vorteile einer bemannten Mondexploration und nutzt Synergien mit robotergestützter Exploration. Die Studie verfeinert grundlegende wissenschaftliche Fragen zur Mondforschung, die zu bedeutenden Durchbrüchen führen könnten, unter Berücksichtigung der jeweiligen ingenieurtechnischen und technologischen Anforderungen. Diese Forschung legt eine entscheidende Grundlage für die Festlegung der Ziele zukünftiger Mondexplorationen, betont die Bedeutung bemannter Missionen und bietet Einblicke in mögliche Fortschritte in der Mondwissenschaft.

@article{doi101016jscib202404051,
    author = "Lin, Yangting und Yang, Wei und Zhang, Hui und Hui, Hejiu und Hu, Sen und Xiao, Long und Liu, Jianzhong und Xiao, Zhiyong und Yue, Zongyu und Zhang, Jinhai und Liu, Yang und Yang, Jing und Lin, Honglei und Zhang, Aicheng und Guo, Dijun und Gou, Sheng und Xu, Lin und He, Yuyang und Zhang, Xianguo und Qin, Liping und Ling, Zongcheng und Li, Xiongyao und Du, Aimin und He, Huaiyu und Zhang, Peng und Cao, Jinbin und Li, Xianhua",
    title = "Return to the Moon: Neue Perspektiven auf die Mondexploration.",
    year = "2024",
    journal = "Science bulletin",
    abstract = "Mondexploration gilt als entscheidend für die Aufdeckung der Ursprünge des Erde-Mond-Systems und ist der erste Schritt zur Weiterentwicklung der menschlichen Erforschung des tiefen Weltraums. Im vergangenen Jahrzehnt hat das chinesische Mondexplorationsprogramm (CLEP), auch bekannt als Chang'e (CE)-Projekt, bemerkenswerte Meilensteine erreicht. Es hat erfolgreich die erforderliche Ingenieurskapazität entwickelt und demonstriert, um zum Mond zu gelangen und von seiner Oberfläche zurückzukehren. Besonders hervorzuheben ist, dass das CE-Projekt historische Erstleistungen mit der Landung und der vor-Ort-Exploration der Mondrückseite sowie der Sammlung der jüngsten vulkanischen Proben aus dem Procellarum KREEP Terrane erzielt hat. Diese Errungenschaften haben unser Verständnis der Mond-Evolution erheblich verbessert. Aufbauend auf diesem Erfolg hat China eine ehrgeizige bemannte Mondexplorationsstrategie vorgeschlagen, die darauf abzielt, zum Mond zurückzukehren, um wissenschaftliche Erkundungen und Nutzungen durchzuführen. Dieser Plan umfasst zwei Hauptphasen: die erste bemannte Mondlandung und -exploration, gefolgt von einer wissenschaftlichen Expedition im tausend-Kilometer-Maßstab, um einen geologischen Querschnitt über die Mondoberfläche zu erstellen. Unter Berücksichtigung der Grenzen aktueller Mondexplorationsbemühungen sowie der ingenieurtechnischen und technischen Fähigkeiten Chinas untersucht dieser Artikel die Vorteile einer bemannten Mondexploration und nutzt Synergien mit robotergestützter Exploration. Die Studie verfeinert grundlegende wissenschaftliche Fragen zur Mondforschung, die zu bedeutenden Durchbrüchen führen könnten, unter Berücksichtigung der jeweiligen ingenieurtechnischen und technologischen Anforderungen. Diese Forschung legt eine entscheidende Grundlage für die Festlegung der Ziele zukünftiger Mondexplorationen, betont die Bedeutung bemannter Missionen und bietet Einblicke in mögliche Fortschritte in der Mondwissenschaft.",
    url = "https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/38777682/",
    doi = "10.1016/j.scib.2024.04.051",
    openalex = "W4396217224",
    pmid = "38777682",
    references = "doi101007s1121401096342, doi101016016093279290014g, doi1010291999je001103, doi10103835089010, doi101038nature03676, doi101038nature07047, doi101038news0603135, doi101126science1225542, doi101126science1226073, doi101126science1231530"
}

Der Mondmantel ist wichtig für das Aufklären der Entstehung des Mondes und seiner frühen Differenzierungsprozesse. Hier identifizieren wir primitive Mond-Olivine in Böden, die von der Chang'e-6-Mission zurückgebracht wurden. Diese Olivine haben Sauerstoffisotopenzusammensetzungen, die entlang der terrestrischen Fraktionierungslinie verlaufen, und zeichnen sich durch hohe Forsterit-Gehalte bis zu 95,6 und einen breiten Bereich von Nickelgehalten von null bis 682 ppm aus. Während die niedrig-nickelhaltigen (null bis 251 ppm), forsteritischen Olivine mit einem Mg-Suite-Ursprung übereinstimmen, haben die primitivsten, hoch-nickelhaltigen Olivine (337 bis 682 ppm) einen anderen Ursprung. Sie könnten entweder die ersten Olivine sein, die aus dem Mondmagmaozean (LMO) mit einer erdähnlichen Anfangszusammensetzung kristallisiert sind, oder aus einer bisher unerkannten ultra-magnesiumreichen Lava kristallisiert sein, die durch ausgedehntes Schmelzen des frühen LMO-Cumulates produziert wurde. Die Exposition dieser Mantel-Olivine wurde durch ihre Einbettung in aufsteigende hoch-Mg-Lavas erleichtert und zur Oberfläche im South Pole-Aitken-Becken transportiert.

@article{doi101038s41467025588204,
    author = "Sheng, Si-Zhang und Wang, Shui-Jiong und Li, Qiu-Li und Wu, Shitou und Wang, Hao und Hua, Jun-Xiang und Chen, Zhenyu und Hao, Jin-Hua und Zhang, Bo und He, Yongsheng und Zhu, Jian-Ming",
    title = "Lunar primitive mantle olivine returned by Chang'e-6.",
    year = "2025",
    journal = "Nature communications",
    abstract = "Der Mondmantel ist wichtig für das Aufklären der Entstehung des Mondes und seiner frühen Differenzierungsprozesse. Hier identifizieren wir primitive Mond-Olivine in Böden, die von der Chang'e-6-Mission zurückgebracht wurden. Diese Olivine haben Sauerstoffisotopenzusammensetzungen, die entlang der terrestrischen Fraktionierungslinie verlaufen, und zeichnen sich durch hohe Forsterit-Gehalte bis zu 95,6 und einen breiten Bereich von Nickelgehalten von null bis 682 ppm aus. Während die niedrig-nickelhaltigen (null bis 251 ppm), forsteritischen Olivine mit einem Mg-Suite-Ursprung übereinstimmen, haben die primitivsten, hoch-nickelhaltigen Olivine (337 bis 682 ppm) einen anderen Ursprung. Sie könnten entweder die ersten Olivine sein, die aus dem Mondmagmaozean (LMO) mit einer erdähnlichen Anfangszusammensetzung kristallisiert sind, oder aus einer bisher unerkannten ultra-magnesiumreichen Lava kristallisiert sein, die durch ausgedehntes Schmelzen des frühen LMO-Cumulates produziert wurde. Die Exposition dieser Mantel-Olivine wurde durch ihre Einbettung in aufsteigende hoch-Mg-Lavas erleichtert und zur Oberfläche im South Pole-Aitken-Becken transportiert.",
    url = "https://pmc.ncbi.nlm.nih.gov/articles/PMC12019214/",
    doi = "10.1038/s41467-025-58820-4",
    openalex = "W4409704909",
    pmcid = "PMC12019214",
    pmid = "40268907",
    references = "doi101016001670379290172f, doi101016jepsl201102004, doi1010292004gc000816, doi1010292005gc001060, doi1010292011gc003516, doi101093petrology243256, doi101093petrologyegr080, doi101111j15251314201000923x, doi101126science1231530, doi102138rmg2006603"
}