Dreidimensionale thermische Evolutionsmodelle für das Innere von Mars und Merkur

Abstract

Die innere Struktur und thermische Entwicklung der terrestrischen Planeten ist eng mit Konvektionsvorgängen im tiefen Inneren verbunden. Diese endogenen Vorgänge sind für viele Strukturen und Prozesse an der Oberfläche sowie die Erzeugung des Magnetfeldes durch einen Dynamoprozess verantwortlich. Das Ziel thermischer Evolutionsmodelle ist es, die unterschiedliche Entwicklung der Planeten, insbesondere im Unterschied zur Erde und die damit verbundenen Vorgänge im Inneren zu verstehen. In dieser Arbeit werden Mantelkonvektionsmodelle zur thermischen Entwicklung von Mars und Merkur vorgestellt.Auf dem Mars ist der junge Vulkanismus auf zwei Zentren konzentriert: die Tharsis-Region und die Elysium-Region. Anomalien im Schwerefeld über den Vulkanregionen verstärken die Annahme, dass sich das Konvektionsmuster im Marsmantel von dem der Erde unterscheidet und von zwei starken Aufströmen geprägt ist. Eine mögliche Ursache für die starke Konzentration der Aufströme könnte der endotherme Phasenübergang von γ-Spinell zu Perowskit sein. In der Erde tritt dieser Phasenübergang in einer Tiefe von 660 km auf, wohingegen er im Mars eventuell in unmittelbarer Nähe der Kern-Mantel-Grenze liegt. Auch das Magnetfeld des Mars unterscheidet sich von dem der Erde und ist durch eine starke Krustenmagnetisierung dominiert. Diese starke Krustenmagnetisierung, insbesondere auf der alten Hemisphäre legt nahe, dass im Mars nur in der Frühphase seiner Entwicklung, vielleicht nur in den ersten 0.5 Ga, ein Dynamoprozess aktiv war, der danach ausgestorben ist.In erweiterten dreidimensionalen Konvektionsmodellen, die u.a. die thermische Entwicklung des Planeten und mögliche Phasengrenzen berücksichtigen, gelingt es, ein Konvektionsmuster mit nur zwei Aufströmen zu erzeugen, das den konzentrierten, langlebigen Vulkanismus auf dem Mars erklären könnte. Außerdem zeigen diese Modelle, dass der Wärmefluss aus dem Kern nur zu Beginn der Entwicklung ausreichend hoch ist, um im Kern einen Dynamo durch thermische Konvektion anzutreiben. Ein chemisch getriebener Dynamo ist nicht möglich, da der Marskern in den Modellen während der ganzen Entwicklung komplett flüssig bleibt und noch keinen festen inneren Kern ausbildet. Damit wird das heutige Fehlen eines globalen Magnetfeldes verständlich.Der zweite Teil der Arbeit beschäftigt sich mit Evolutionsmodellen für Merkur. Die innere Struktur des Merkur ist nur sehr unzureichend bekannt. Die hohe Dichte legt einen großen Eisenkern nahe. Allerdings ist nicht klar, ob dieser Eisenkern fest, flüssig oder zumindest teilweise fest ist. Auch für Merkur stellt sich die Frage nach dem Mechanismus, der das heutige globale aber schwache Magnetfeld erzeugt. Hier können thermische Evolutionsmodelle, die das Ausbilden eines festen inneren Kerns mitsimulieren, einen Beitrag zum Verständnis der inneren Struktur liefern.Achsensymmetrische und erste dreidimensionale Simulationen zeigen, dass die Konvektion im Merkurmantel auf eine dünne Schicht begrenzt ist und der Mantel von einer dicken Lithosphäre dominiert wird. Die Größe des festen inneren Kerns hängt von den genauen Starttemperaturbedingungen, den angenommenen Schmelzbedingungen von Eisen mit einigen Prozent Schwefel sowie der Konvektionsstärke ab. Durch das Ausfrieren des festen inneren Kerns kann chemische Konvektion einen Dynamoprozess aufrecht erhalten. Ein thermisch getriebener Dynamo ist aufgrund des geringen Wärmeflusses aus dem Kern heute nicht mehr möglich.