Tektonik planetarer Oberflächen



Die im Inneren eines planetaren Körpers ablaufenden Prozesse bewirken an dessen Oberfläche unter anderem die Bildung von tektonischen Strukuren wie Gebirgsketten und Gräben. Dabei spiegeln die heute vorhandenen Strukturen die physikalischen Eigenschaften der Lithosphäre zur Zeit ihrer Entstehung wider. Ihre Analyse ermöglicht es uns somit, Aufschlüsse über die Entwicklung der planetaren Lithosphäre zu gewinnen. Beispiele für durch tektonische Prozesse gebildete Oberflächenformationen finden sich im gesamten Sonnensystem: Kompressive Strukturen prägen die Oberflächen von Mond und Merkur, Mars und Venus zeigen zusätzlich ausgeprägte Dehnungsstrukturen und auch die Oberflächen der Eismonde im äußeren Sonnensystem sind von derartigen Stukturen überzogen. Dabei können sich die für die Deformationen verantwortlichen Prozesse unter Umständen erheblich unterscheiden. Bei ihrer Simulation müssen so immer die Besonderheiten der jeweiligen planetaren Körper berücksichtigt werden.

Datenmaterial
Tektonische Strukturen können anhand von Bildmaterial identifiziert werden, das inzwischen für viele Monde und Planeten in hoher Qualität vorliegt. Für eine physikalische Modellierung werden zusätzlich topographische Informationen benötigt, die z.B. durch stereographische Rekonstruktion des vorhandenen Bildmaterials gewonnen werden können. Digitale Höhenmodelle, die mit speziellen Instrumenten im Rahmen von Satellitenmissionen erstellt wurden, liegen für Erde, Venus, Mond und Mars sogar global vor. Ein topographisches Modell des Merkurs soll im Rahmen der 2004 gestarteten Messenger Mission der NASA aufgenommen werden.

Numerische Simulationen
Wir simulieren die Bildung tektonischen Strukturen mit Hilfe von ein- und zweidimensionalen strukturmechanischen Modellen. Dabei kommen sowohl halbanalytische als auch Finite Elemente Modelle zum Einsatz. Diese werden mit der tatsächlichen Topographie verglichen, um die elastischen Eigenschaften der Lithosphäre zu bestimmen. So ist es möglich, einen Blick unter die Oberfläche und in die Vergangenheit des Planeten zu werfen und Aufschlüsse über die physikalischen Eigenschaften der Lithosphäre zu gewinnen. Da diese wiederum sehr stark temperaturabhängig sind, erlauben die so gewonnenen Daten auch Rückschlüsse auf die thermische Evolution des Planeten.

Kontakt: Dr. Matthias Grott


Das östliche Coracis Fossae Riftsystem der Thaumasia Region, Mars. Die mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) aufgenommenen Bilder wurden mit einem digitalen Höhenmodell unterlegt (RV: Riftboden, F: Riftflanke, V: Vulkan, RP: Ebene).
Bilderstellung: E.Hauber, DLR.
Schematische Darstellung der Grabenbildung in einer gedehnten Lithosphäre.
Finite Elemente Simulation der Biegung einer 20 km mächtigen Lithosphärenplatte nach einer Extension von 4 km. Rot: Extensive Spannungen, blau: Kompressive Spannungen.

Ausgewählte Publikationen
  • Grott, M., P. Kronberg, E. Hauber and B. Cailleau (2007):
    Formation of the double rift system in the Thaumasia Highlands, Mars, and implications for the structure of the early Martian lithosphere. J. Geophys. Res., 112, E06006, doi:10.1029/2006JE002800
  • Kronberg, P., E. Hauber, M. Grott, S. C. Werner, T. Schäfer,
    K. Gwinner, B. Giese, P. Masson, and G. Neukum
    (2007):
    Acheron Fossae, Mars: Tectonic rifting, volcanism, and
    implications for lithospheric thickness, J. Geophys. Res., 112, E04005, doi:10.1029/2006JE002780
  • Grott, M., E. Hauber, S.C. Werner and P. Kronberg and G. Neukum (2007): Mechanical Modeling of Thrust Faults in the Thaumasia Region, Mars, and Implications for the Noachian Heat Flux. ICARUS, 186 (2), 517 - 526, doi:10.1016/j.icarus.2006.10.001
  • Grott M. et al. (2005):High Heat Flux on Ancient Mars: Evidence from Rift Flank Uplift at Coracis Fossae, Geophys. Res. Lett., 32, L21201, doi:10.1029/2005GL023894
  • Grott M. (2005): Late Crustal Growth on Mars: Evidence from Lithospheric Extension, Geophys. Res. Lett., 32, L23201, doi:10.1029/2005GL024492.

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