Der bekannte englische Astronom Sir Arthur Eddington hat einmal gesagt:
"Wenn ich jemals auf einem anderen Planeten zu Gast sein sollte, so könnte ich mit der Größe meines Heimatplaneten nicht allzu viel Staat machen. Mit unserem Mond allerdings würde ich vermutlich etwas prahlen".
Was wollte er damit ausdrücken? Nun, im Verhältnis zu ihrer eigenen Größe ist die Erde stolzer Besitzer des größten Trabanten im Sonnensystem (nur 3 Monde sind größer als unser). Daher kann man durchaus von einem Doppelplanetensystem sprechen, hat doch Merkur nur einen um 1000 [km] größeren Durchmesser.
Der tief stehende Mond
Dass der Mond seit jeher eine große Faszination auf die Menschen ausübte ist kein Wunder, neben seiner Größe ist er uns auch sehr nahe! Im Schnitt nur 384 400 [km] entfernt, können wir schon mit bloßem Auge Details auf seiner Oberfläche erkennen. Die großen Jupiter- und Saturnmonde sind über eine Million [km] von ihren Planeten entfernt und erscheinen lediglich als kleine Scheibchen. Eine weitere Besonderheit des Erde- Mondsystems bekommen viele von uns täglich fast "hautnah" mit, wenn sie im Bereich der Küsten wohnen: die Gezeiten.
Diese Aufnahme zeigt den Mond am 7. Februar 2001, als gerade das Space Shuttle Atlantis zur ISS startet.
Über die Entstehung unseres Begleiters gibt es sehr unterschiedliche Theorien. Wir wollen hier kurz untersuchen, welche davon mit größter Wahrscheinlichkeit zutreffen könnte.
Staubwolkentheorie
Nach dieser bereits etwas älteren Überlegung, die auf den Physiker Carl-Friedrich von Weizsäcker zurückgeht, könnten Erde und Mond sich gleichzeitig aus der Urwolke gebildet haben. Wenn sich in dieser Wolke ein größerer Brocken gebildet hat, so kann er leicht weiteres Material einfangen und dadurch stetig wachsen. Die Keimzelle der Erde braucht nur etwas größer als die des Mondes gewesen sein, um den Größenunterschied zu erklären. Für diese Theorie spricht, dass alle anderen Monde des Sonnensystems auf dieselbe Weise entstanden sein könnten. Und sie erklärt auch, warum Merkur und Venus keinen Mond haben: Das Schwerkraftfeld der Sonne war viel zu stark, sie hat die Bildung von Monden wohl vereitelt.
Aber: Wenn diese These zuträfe, müssten Erde und Mond die selbe Dichte aufweisen, da beide aus demselben Material entstanden sind. Die Erde hat aber eine mittlere Dichte von 5,515 [g·cm-3], der Mond dagegen aber nur eine solche von 3.340 [g·cm-3]. Es ist nun nicht einzusehen, dass am (astronomisch gesehen) gleichen Ort durch irgendeinen Prozess leichtes Material für den Mond ausgesiebt worden ist. Wir können dieses Modell also aufgrund des gewichtigen Arguments getrost beiseite legen.
Ablösungstheorie
Ablösung des Mondes von der glutflüssigen ErdeNach einer Theorie von Darwin und Poincaré rotierte (richtigerweise) die noch glutflüssige Erde recht schnell. Die Dichte des Erdmantels war bereits etwas gesunken, weil schwere Bestandteile nach innen abgesunken waren. Durch die rasche Rotation könnte sich nun, wie im Bild dargestellt, ein Teil der Erde abgespalten haben. Vieles spricht für diese Hypothese:
Weil die Materie des Mondes aus den oberen Erdschichten abgeschieden wurde, entspricht die mittlere Monddichte auch der heute beobachteten Dichte der Erdkruste. Zudem weisen Verfechter dieser Theorie darauf hin, dass der Stille Ozean einen fast kreisrunden Umriss hat, hier würde der Mond leicht hineinpassen. Leider gibt es aber das überall gültige Gesetz von der Erhaltung des Drehimpulses! Damit sich der Mond von der Erde abspalten konnte, musste diese recht schnell rotieren. Aus dieser berechenbaren Rotation und dem heutigen Mondumlauf kann man auf den Gesamtdrehimpuls schließen, doch wir finden heute nur noch 25% des damaligen Drehimpulses. Wo aber sind die restlichen 75%? Durch die Gezeitenreibung ist dies nicht erklärbar, denn der Drehimpulsverlust durch sie beträgt nur einen kleinen Bruchteil dieses Betrages. Damit kommen die Vertreter der Ablösungstheorie in große Erklärungsnot!
Einfangtheorie
Eine weitere Möglichkeit wäre, dass der Mond als eigenständiger Planet irgendwo im Sonnensystem gebildet wurde. Auf einer bestimmten Bahn umlaufend, müsste er dann der Erde immer näher gekommen sein, ein Vorgang, der vielleicht viele Jahrmillionen andauerte. Als die Distanz nur noch 60 000 [km] betrug, wurde der Mond vom Schwerkraftfeld der Erde eingefangen, aus dem Planeten wurde ein Mond. Auch diese Theorie würde sehr elegant erklären, warum Erde und Mond eine verschiedene Dichte aufweisen.
Aber: Solch ein Einfang ist höchst unwahrscheinlich, denn hierzu hätte der Mond eine sehr diskrete Bahn innerhalb enger Toleranzen beschreiben müssen. Es wäre mehr oder weniger reiner Zufall gewesen, daher ist die Wahrscheinlichkeit für diese Variante auch nur sehr gering
"Giant Impakt" (Große Kollision)
Aufgrund vieler neuer Erkenntnisse geht man heute davon aus, dass der Mond durch Verschmelzung einer die Erde umkreisenden Trümmerscheibe entstand. Sie entstand, als vielleicht 50 Millionen Jahre nach Geburt des Sonnensystems ein etwa marsgroßer (!) Körper auf der Erde einschlug. 1975 wurde diese Theorie von Dr. William K. Hartmann und Dr. Donald R. Davis vorgestellt.
Theia schlägt einDieser Brocken wird heute "Theia" genannt, die Mutter der Mondgöttin "Selene" in der griechischen Mythologie. Er kollidierte mit der Protoerde, die bereits rund 90% ihrer heutigen Masse aufwies. Bei einem solchen Zusammenprall werden ungeheure Energiemengen frei, die sicherlich die Erde schmelzen und einen gehörigen Anteil ihrer Masse verdampfen ließ. Durch die Kollision wurden große Mengen an Trümmern in den Raum geschleudert, die sich in einer die Erde umkreisenden Scheibe ansammelten.
Bild: Copyright William K. Hartmann
Trümmer lagern sich zusammen
Nach und nach lagerten sich nun die Trümmer zusammen und bildeten letztendlich den Mond. Durch die Gezeitenwirkung bremste der Mond nun die Erdrotation und entfernte sich immer weiter von unserem Planeten, was auch heute noch anhält. Durch die Apollo- Missionen bekamen wir die Möglichkeit, Mondgestein intensiv zu untersuchen (es ist fast besser erforscht als jedes irdische Gestein!). Daher wissen wir, dass z.B. die Zusammensetzung der Sauerstoff- Isotope von Erde und Mond praktisch identisch sind. Das Bild zeigt den Vorgang 1/2 Stunde nach der Kollision.
Bild: Copyright William K. Hartmann
5 Stunden nach der Kollision
Zum Zeitpunkt des Zusammenpralls war das schwere Material (Eisen, Nickel usw.) bereits größtenteils ins Erdinnere gesunken, so dass die Trümmerstücke aus der silikatreichen Erdkruste herausgeschlagen wurden. Sie bestanden ebenfalls aus Teilen des Theia- Silikatmantels. Nun könnte man sich noch fragen: Wenn Erde und Mond aus demselben Material bestehen, wieso ist dann die Erde größtenteils mit Wasser bedeckt, der Mond aber fast trocken (das gesamte Mondwasser schätzt man auf etwa 1/3 des Zürichseeinhalts)? Die Antwort ist einfach: Der Mond hat keine schützende Atmosphäre, die ein Entweichen des Wassers in den Weltraum verhindert, und seine geringe Gravitation hätte diese leichtflüchtige Verbindung nicht halten können.
Bild: Copyright William K. Hartmann
Es sprechen also sehr gewichtige Argumente für die Richtigkeit dieser wahrscheinlichsten aller Theorien. Bei seiner Bildung war auch der Mond geschmolzen, so dass ebenfalls wie bei der Erde eine Separation stattfand: Schweres Material sank zum Innern hinab. Die ältesten Gesteinsproben, die bisher vom Mond mitgebracht wurden, weisen ein Alter von 4,4 Milliarden Jahren auf, ein weiterer Hinweis auf das Zutreffen des Giant Impact.
Der Mond umkreist unseren Planeten mit einer mittleren Geschwindigkeit von 1,023 [km/s] auf einer elliptischen Bahn, die eine Exzentrizität (= Abweichung von der Kreisbahn) zwischen 0,044 und 0,067 (variabel durch Störungen der Sonne) aufweist. Im Mittel ist er 384 400 [km] von uns entfernt, die Distanz schwankt zwischen 356 410 [km] (Perigäum) und 406 740 [km] (Apogäum). Die Neigung der Mondbahn zur Ekliptik beträgt 5°9'. Die Zeit, die der Mond für einen Umlauf benötigt, nennen wir Monat. Das sind 27,32166 Tage zwischen zwei gleichen Positionen unseres Trabanten in Bezug auf einen Fixstern ("siderischer Monat", siehe hierzu auch Erde).
Stellen Sie sich vor, Sie befinden sich in einem Raumschiff weit entfernt von der Erde und blicken auf Ihre Bahnebene. Wie würden Sie die Mondbahn sehen? Die folgende Skizze verdeutlicht (in überzogenem Maßstab), dass man eigentlich nur ein Hin- und Herpendeln beobachten würde, denn während der Mond die Erde umkreist, bewegt diese sich selbst auf ihrer Bahn weiter.
Die Mondbahn
Eine Besonderheit ist die relative Nähe des Mondes zur Erde und die Nähe dieses Systems zur Sonne. Durch die Gravitationsbeeinflussung beider Körper wird die Bewegung des Mondes relativ zur Erde recht kompliziert. Denn die Masse der Erde wirkt durch das im Erdinnern liegende, gemeinsame Schwerkraftzentrum nicht wie in einem Punkt vereinigt, zudem beeinflusst die räumliche Ausdehnung der Erde und ihre Abweichung von der Kugelform die Mondbahn. Zusammen mit der Sonne ergeben sich so zahlreiche Störungen, dass sie hier gar nicht alle aufgeführt werden können.
Wie in obiger Skizze angedeutet, schneidet die Mondbahn diejenige der Erde. Diese Schnittpunkte nennt man Knoten. Von einem aufsteigenden Knoten spricht man, wenn ein Himmelskörper die Ekliptik (die Ebene der Erdbahn) in nördlicher Richtung schneidet, dementsprechend ist der absteigende Knoten der Schnittpunkt in südlicher Richtung.
Die HimmelskugelDie Skizze zeigt die Himmelskugel und die Bahnen von Mond und Sonne auf ihr. Die Verbindungslinie beider Knoten, die Knotenlinie, bewegt sich entgegengesetzt der Mondbewegung, also rückläufig. Als Drakonitischen Monat bezeichnet man die Zeit zwischen zwei Durchgängen des Mondes durch denselben Knoten. Dieser ist 0,10944 Tage kürzer als der Siderische Monat. Für einen Umlauf benötigt die Knotenlinie 18,6 Jahre. Die Verbindungslinie von Apogäum und Perigäum nennt man Apsidenlinie. Diese bewegt sich vorwärts, wodurch das Perigäum sich längs der Bahn des Mondes bewegt und für eine Umrundung 8,85 Jahre benötigt.
Die Drehung der Apsidenlinie geschieht aber sehr ungleichmäßig durch die oben genannten Störungen und kann sogar rückläufig sein. Daher ist die Zeit zwischen 2 Durchgängen durch das Perigäum, ein anomalistischer Monat, deutlichen Schwankungen unterzogen.
Befindet sich der Mond in der Nähe des Perigäums, so ist seine Bahngeschwindigkeit größer als die mittlere Geschwindigkeit, in der Nähe des Apogäums entsprechend kleiner(Keplersche Gesetze!). Ein gedachter, sich auf der Mondbahn gleichmäßig bewegender Punkt wird als Mittelpunktsgleichung bezeichnet. Durch die unterschiedlichen Geschwindigkeiten weicht der Mond aber bis zu ±6° von diesem Punkt ab. Schon Ptolemäus (90 bis 160 n.Chr.) fand eine weitere, der Mittelpunktsgleichung überlagerte Störung, die so genannte Evektion, sie bewirkt eine Bahnabweichung von bis zu 1,3°. Tycho Brahe (1546- 1601) fand weitere Schwankungen von 40' und 11', die Variation und die jährliche Ungleichung, beides periodische Störungen. Nicht periodisch ist die von E. Halley (1656- 1742) entdeckte säkulare Akzeleration, eine durch die Gezeitenreibung verursachte Beschleunigung des Mondes auf seiner Bahn, die jedoch nur 22" pro Jahrhundert beträgt. Trotzdem noch viele weitere Störungen die Mondbahn beeinflussen, ist es den Astronomen möglich, seine Position auf viele Jahre im voraus genau zu berechnen.
Gebundene Mondrotation Im linken Bild haben wir einen Punkt auf der Mondoberfläche angebracht. Durch die gebundene Rotation vollführt dieser Punkt während eines Umlaufs eine volle Umdrehung von 360°. Würde der Mond nicht rotieren, wie im rechten Bild angedeutet, würde der Punkt stets in dieselbe Raumrichtung zeigen, und wir könnten ständig andere Teile der Mondoberfläche sehen.
Die gebundene Rotation, die bei den Monden im Sonnensystem sehr häufig auftritt, ist eine Auswirkung der Gezeitenreibung. In seiner Frühzeit war der Mond noch plastisch und verformbar, und die Erdanziehungskraft bewirkte eine Flutwelle in der Mondkruste. Die hohe Reibung bremste die damals schnellere Mondrotation, bis der Flutberg stillstand und stets zum Erdmittelpunkt wies. Siehe hierzu auch Gezeiten.
Trotz der gebundenen Rotation des Mondes können wir etwas mehr als die Hälfte der Mondoberfläche von der Erde aus sehen, nämlich 59%. Das ist bedingt durch die so genannte Libration (lat. libra, 'Waage'). Das ist eine Art "Wackelbewegung", die verschiedene Ursachen hat. Die Libration der Länge entsteht, weil der Mond im Apogäum langsamer läuft als im Perigäum, seine Winkelgeschwindigkeit des Bahnumlaufs ist also schwankend. Dagegen ist seine Winkelgeschwindigkeit der Rotation konstant, so dass wir etwas über den Ost- bzw. Westrand hinaussehen können. Die Libration der Breite ist eine Schwankung infolge der Neigung der Rotationsachse des Mondes zu seiner Bahnebene um 6,7°. Hierdurch können wir einmal im Monat um diesen Betrag über den Nord- und Südpol hinausschauen. Die tägliche Libration entsteht, weil wir den Mond von verschiedenen Stellen der Erde aus mit unterschiedlichem Blickwinkel sehen. Auch von derselben Beobachtungsstelle aus erscheint diese Schwankung im Laufe des Tages, bedingt durch die Erdrotation. Schließlich wird die physische Libration dadurch bedingt, dass der Mond keine ideale Kugel ist und deshalb im Gravitationsfeld der Erde etwas schwingt, was aber nur etwa 1 [km] seiner Oberfläche zusätzlich sichtbar macht. Alle Librationen zusammen lassen uns aber 59% der Oberfläche sehen.
Weil der Mond die Erde umläuft und sich dabei seine Stellung in Bezug auf die Sonne ständig ändert, sehen wir ihn unterschiedlich beleuchtet. Befindet sich der Mond in Konjunktion zur Sonne (siehe Abbildung), wird nur seine Rückseite beleuchtet und uns wendet er die völlig dunkle Nachtseite während der Neumondphase zu. Dies nennt man auch Interlunium, der Mond geht in etwas gleichzeitig mit der Sonne auf und unter.
Die MondphasenWandert der Mond weiter auf seiner Bahn und kommt in die östliche Quadratur, sehen wir ihn am Nachmittag und in der ersten Nachthälfte als Halbmond im ersten, zunehmenden Viertel. In der Opposition befindet sich unser Trabant, wenn wir ihn die ganze Nacht als Vollmond betrachten können. Im letzten Viertel steht der Mond in der zweiten Nachthälfte und am Vormittag über dem Horizont, er befindet sich dann in der westlichen Opposition.
Die Lunation
Den vollständigen Durchlauf aller Mondphasen, also z.B. von Neumond bis zum nächsten Neumond, nennt man eine Lunation. Sie entspricht gleichzeitig einem synodischen Monat, das sind 29 Tage, 12 Stunden, 44 Minuten und 2,9 Sekunden. Zwischen den einzelnen Phasen gibt es fließende Übergänge, angefangen von einer schmalen Sichel bis hin zur fast vollen Scheibe.
Mit freundlicher Genehmigung von António Cidadaoder und NASA
Besonders interessant zu beobachten ist das so genannte aschgraue Mondlicht, welches man kurz nach oder vor Neumond sehen kann.
Das aschgraue MondlichtDie schwache Beleuchtung ist Sonnenlicht, welches von der Erde reflektiert wird und die Nachtseite des Mondes beleuchtet. Die Erde ist jetzt als fast volle Scheibe von der Mondoberfläche zu sehen.
Wenn Sonne, Erde und Mond in einer Linie stehen (Mond und Sonne sind in Opposition), fällt der Schatten der Erde auf den Vollmond. Dazu muss er aber in oder nahe einem Knoten stehen, sonst "taucht" er unterhalb des Erdschattens weg.
Entstehung einer MondfinsternisBei einer totalen Finsternis durchläuft der Mond den Kernschatten (Umbra) der Erde, welcher dreimal so groß wie der Mond ist. Dieser muss sich also zweimal um seinen Durchmesser fortbewegen, um wieder aus den Schatten auszutreten und in den Halbschatten, die Penumbra zu gelangen. Eine totale Mondfinsternis kann bis zu 100 [min] dauern, der gesamte Vorgang, vom Eintritt in den Halbschatten bis zum Ende der Finsternis 3 ½ Stunden. Bei größerer Distanz des Mondes von einem seiner Knotenpunkte streift er nur den Erdschatten und wir sehen eine partielle (= teilweise) Mondfinsternis. Es kann auch geschehen, dass sich seine Scheibe nur durch den Halbschatten bewegt. Dann bemerkt man kaum eine Helligkeitsänderung und spricht daher auch nicht mehr von einer Finsternis.
Wie in der obigen Skizze angedeutet, hat der Erdschatten die Form eines Kegels, der sich theoretisch 217 Erdradien weit in den Raum erstreckt. Das Sonnenlicht wird allerdings von der dichten Erdatmosphäre zum Kegel hin abgelenkt, so dass dieser nicht mehr scharf begrenzt ist und nur noch eine praktische Länge von 40 Erdradien hat. Damit reicht der Kernschattenkegel nicht bis zur 60 Erdradien entfernten Mondbahn!
Der sich verfinsternde MondDamit ist der Mond nie vollständig dunkel! Vielmehr wird das blaue, kurzwellige Sonnenlicht in der Erdatmosphäre mehr gestreut als das rote, weshalb wir den Mond nun in einem dunklen, rotbraunen Licht sehen. Aus dieser Färbung kann man heute auf physikalische Vorgänge in der hohen Atmosphäre schließen, dies ist dann auch das einzige Interesse der heutigen Wissenschaft an Mondfinsternissen. Wie bereits gesagt, ist das Auftreten einer Mondfinsternis vom Zusammentreffen der Voll- oder Neumondphase mit einem Knotendurchgang abhängig. Wir sehen die gleiche Mondphase nach einem synodischen Monat wieder, ein Durchgang durch denselben Knoten erfolgt nach einem drakonitischen Monat. 223 synodische Monate entsprechen etwa 242 drakonitischen Monaten, das ist ein Zyklus von rund 18 Jahren und 11 Tagen. Nach dieser Zeit, die man Saros nennt, wiederholt sich die Finsternis unter fast gleichen Bedingungen.
Wenn wir den Mond mit einem Fernrohr betrachten, selbst wenn uns das beste Teleskop zur Verfügung steht, können wir keine Trübungen durch atmosphärische Einflüsse bei Betrachtung des Bildes erkennen. Auch bei Sternbedeckungen nehmen wir keine allmähliche Abnahme der Helligkeit war. Der Mond besitzt also nicht das, was wir gemeinhin unter einer Atmosphäre verstehen. Dennoch ist seine Gasdichte über der Oberfläche von der Gasdichte des interplanetaren Raums verschieden.
Durch radioaktive Zerfälle in der Mondkruste werden Helium, Neon und Argon freigesetzt. Der Sonnenwind schlägt auf der Tagseite Natrium- und Kaliumatome aus dem Gestein und die Kosmische Strahlung verdampft ein wenig Bestandteile der Oberfläche. Die Bewegungsgeschwindigkeit aller freigesetzten Teilchen ist zwar geringer als die Entweichgeschwindigkeit, der Druck der Sonnenstrahlung bläst sie dennoch in den freien Raum.
Insgesamt ist die Mondatmosphäre wenigstens um den Faktor 10-13 dünner als die der Erde, das ist ein nahezu perfektes Vakuum!
Seit Galileo Galilei zu ersten Mal den Mond mit dem Fernrohr betrachtete, ist uns die der Erde zugewandte Seite des Mondes sehr vertraut. Als nächst benachbartem Himmelskörper können wir Details auf ihm erkennen, wie es bei keinem anderen der Fall ist. Und Dank der Apollo- Missionen waren wir sogar in der glücklichen Lage, viele Gesteinsproben aus den unterschiedlichsten Regionen äußerst gründlich zu untersuchen. Somit haben wir heute ein recht abgerundetes Bild von unserem Trabanten.
Apollo 17- Mission Wir sehen den Astronauten Harrison Schmitt während der Apollo 17- Mission am Lunarmobil arbeiten. Was wir schon längst aus den Erdbeobachtungen wussten, hat sich durch Apollo bestätigt: Der Mond ist eine trostlose Gesteinswüste! Durch Anklicken erhalten Sie das Bild in voller Größe.
Mit freundlicher Genehmigung von Apollo 17, NASA
Bereits mit bloßem Auge kann man helle von dunklen Gebieten unterscheiden. Die frühen Astronomen haben die dunklen Flächen als Meere interpretiert und auch den anderen Oberflächenstrukturen Namen in Anlehnung an die Geografie gegeben. So spricht man in der Selenografie nach lateinischen Bezeichnungen vom Mare (Plur. Maria, = Meer), Oceanus (Ozean) oder Lacus (See) und Pallus (Sumpf).
Die MondoberflächeDie größte dunkle Struktur auf der sichtbaren Oberfläche ist der Oceanus Procellarum ("Ozean der Stürme"), eine große Ebene von 5 Millionen [km2]. Die nächst größeren sind das Mare Nubium ("Wolkenmeer") mit 1 Million [km2] und das etwas kleinere Mare Imbrium ("Regenmeer"). Die weiteren Maria haben ebenfalls fantasievolle Bezeichnungen wie Mare Serenitatis ("Meer der Heiterkeit"), Mare Nectaris ("Nektarmeer"), Mare Tranquillitatis ("Meer der Träume"), Mare Frigoris ("Meer der Kälte") oder Mare Crisium ("Krisenmeer") usw. Wenn Sie das Bild anklicken, sehen Sie die Oberfläche in Großansicht, die wichtigsten Maria und Krater sind bezeichnet, Zahlen stellen die Landplätze der entsprechenden Apollo- Missionen dar.
Die Höhenunterschiede in den Maria sind nur gering, so dass man sie von der Erde aus kaum feststellen kann (mit großen Teleskopen sind unter günstigen Bedingungen Einzelheiten von 100 [m] Ausdehnung zu erkennen). Die so genannten Dorsa ("Rücken") sind flache Aufwölbungen von vielleicht 100 [m] Höhe, die sich über mehrere 10 [km] erstrecken. Sie werfen kaum Schatten und sind deshalb nicht erkennbar.
Apollo 17 Falls Sie zufällig eine rot- blaue Stereobrille zur Hand haben (rot für das linke Auge), können Sie diese Aufnahme auch räumlich betrachten (einfach das Bild anklicken). Wir sehen den Astronauten Harrison Schmitt der Apollo-17- Crew an einem großen Felsbrocken im östlichen Mare Serenitatis, im so genannten Taurus-Littrow- Tal. Die Apollo-17-Mannschaft löste durch Explosionen künstliche Mondbeben aus zur Erforschung des Mondaufbaus und sie brachten die meisten Gesteinsproben mit zur Erde.
Mit freundlicher Genehmigung von Apollo 17,
NASA (Stereo Bild von Patrick Vantuyne)
Zwar nicht typisch für die Maria, aber doch eine der auffälligen Mondstrukturen sind die Rillen. Das sind breite, lange und gerade Rinnen, über deren Entstehung man sich auch heute noch nicht sicher ist.
Ariadaeus Rille
Auf diesem Bild der Apollo 10- Mission, die während ihrer historischen Annäherung bis auf 14 [km] der Mondoberfläche nahe kam, sieht man die so genannte
Ariadaeus Rille. Sie steht als Vertreter für eine der 3 vorkommenden Arten von Rillen ("Rima", Plur. Rimae), nämlich der für die Maria typischen geraden Rille. Manchmal bis zu 5 [km] breit, meist nur 100 [m] tief, ziehen sich diese Rillen teilweise mehrere hundert Kilometer über die Mondoberfläche. Wir beobachten weiterhin bogenförmige Rimae wie auch geschlängelte, mäanderförmige, die fast wie ehemalige Flussbetten aussehen.
Mit freundlicher Genehmigung von Apollo 10, NASA
Die Entstehung der bogenförmigen Rimae denkt man sich heute als ehemalige Fließbetten flüssiger Lavaströme, der Ursprung der anderen Erscheinungsformen ist auch heute noch Thema intensiver Forschung.
Die Mondalpen Eine weitere Rille, wohl die bekannteste, schneidet eine Schneise durch die Mondalpen (Aufnahme: Lunar Orbiter 5) und bildet das Mondalpental. Sie windet sich wie ein Flussbett durch das Gebirge. Im Hintergrund sieht man das Mare Imbrium. Die Gebirge sind längst nicht so markant wie die Maria. Sie lassen sich am besten beobachten, wenn sie an der Grenze zwischen Tag- und Nachtseite liegen und deshalb lange Schatten werfen. Aus deren Länge kann man die Höhe der Gebirge bestimmen, sie steht denen ihrer irdischen Namensgenossen in nichts nach. Man hat sie teilweise einfach nach irdischen Gebirgen benannt, so finden wir neben den Alpen auch die Apenninen, den Kaukasus und die Karpaten auf dem Mond wieder.
Mit freundlicher Genehmigung von NASA und Goddard Space Flight Center
In der Frühphase des Mondes war er sicherlich geschmolzen. Zum einen durch die bei seiner Bildung in Wärme umgesetzte kinetische Energie, daneben auch durch das intensive Bombardement von Kleinkörpern und radioaktiver Zerfallsprozesse. So kam es zu einer Sedimentation; schwere Bestandteile sanken nach innen ab, während die leichteren die langsam erstarrende Kruste bildeten. Oben kristallisierte nun festes Gestein aus und es setzte durch die Abkühlung eine Schrumpfung ein, wobei sich die Gebirge bildeten.
Vor allem auf der Südhälfte der erdzugewandten Seite finden wir große, helle Strukturen, die so genannten Terrae (=Land). Auf der Nordhalbkugel finden sich dagegen nur Reste von ihnen, sie bilden hier die großen Kettengebirge um die Maria.
Mare Imbrium und SerenitatisWir sehen in südliche Richtung über das Mare Imbrium, die Ebene im unteren rechten Bildteil. Oben links erstreckt sich das Mare Serenitatis und oben rechts Sinus Medii. In der Bildmitte erheben sich die Apenninen, welche das Mare Imbrium begrenzen. Man sieht deutlich, wie hoch sich das Gebirge über das Mare erhebt, die größten Höhen liegen bei 6 [km] über dem Mare- Niveau. Hier, in zunehmend nördlichen Regionen, beherrschen die Maria das Oberflächenbild.
Mit freundlicher Genehmigung von Apollo 17 und NASA
Mondaufnahme von Apollo 12Terrae beherrschen auch das Bild der Mondrückseite. In dieser Aufnahme von Apollo 12, die während des Rückfluges zur Erde entstand, sehen wir links oben das Mare Tranquillitatis, daneben das Mare Crisium und in der Mitte Mare Marginus und Mare Smythii. Nach rechts unten sehend erkennt man erste Teile der Rückseite.
Mit freundlicher Genehmigung von Apollo 12 und NASA
MondrückseiteIn diesem Bild von Apollo 16 sehen wir nun einen großen Teil der Rückseite des Mondes. Etwas befremdlich aussehend, zeigt sich diese Seite erst recht ziemlich rau und zerklüftet, überwiegend von den gebirgigen Formationen der Terrae bedeckt. Überraschenderweise scheint hier die Mondkruste dicker und härter gewesen zu sein als auf der Vorderseite, so dass geschmolzenes Material, aus dem Innern austretend, kaum in der Lage war die von der Vorderseite so bekannten Maria zu bilden.
Mit freundlicher Genehmigung von Apollo 16 und NASA
Lange bevor überhaupt irgendeine der vielen bemannten und unbemannten Sonden auf dem Mond aufsetzte, befürchteten viele Wissenschaftler, dass ein landendes Gefährt in einer meterhohen Staubschicht versinken könnte. Schließlich besitzt der Mond nicht das, was wir unter einer Atmosphäre verstehen, und damit konnte jeder kosmische Schmutz im Laufe der Jahrmilliarden ungehindert auf die Oberfläche niedergehen. In der Tat ist der Mond mit einer Staubschicht belegt, die allerdings nicht so tief ist wie zunächst befürchtet wurde.
Spuren auf dem Mond
Wie auf diesem Bild zu sehen, versinkt Astronaut James Irwin nicht im Mondstaub während seiner Arbeit am ersten Mondvehikel (Aufnahme seines Kollegen David Scott), vor der allerersten Fahrt. Im Hintergrund die Berge des Hadley Delta und der Apenninen.
Mit freundlicher Genehmigung von Apollo 15 und NASA
Die Temperaturgegensätze auf der Mondoberfläche sind beträchtlich. Die Stellen, die einen halben Monat lang der Sonnenstrahlung ausgesetzt sind, erhitzen sich auf etwa 130 [°C]. Während der Mondnacht sinken sie dann sehr schnell auf bis zu -160 [°C], weil keine schützende Atmosphäre die Abstrahlung dämpft. Nicht alle Stellen auf dem Mond haben aber dieselbe Temperatur. So können beispielsweise junge Krater wie Tycho die Sonnenstrahlung besser speichern, weil die Staubschicht (ein schlechter Wärmeleiter) hier noch relativ dünn ist.
In der Tat stellte sich bei den Untersuchungen des Mondgesteins heraus, dass es überwiegend aus Regolith besteht, einem Gestein, dass sich durch die mechanische Zerstörung des Mondgesteins aufgrund des andauernden "Beschusses" aus dem Weltraum bildet, indem anschließend die Trümmerpartikel wieder zusammenbacken.
MondstaubDie orangefarbenen "Glasperlen" in nebenstehendem Bild sind die feinsten je vom Mond zurückgebrachten Gesteinsproben. Die Partikel haben eine Größe von nur 20 bis 45 [µm] (0,020 bis 0,045 [mm]). Interessanterweise sind sie vermischt mit schwarzen Körnern und ähneln damit sogar einem Schlamm auf der Erde. Die Proben wurden aus der Taurus-Littrow- Region der Apollo 17- Mission gewonnen, vom Wissenschaftsastronauten Harrison J. Schmitt. Analysen zeigten, dass diese Proben denen der Apollo 11- Landung (Mare Tranquilitatis) entsprachen, die Hunderte von Kilometern südwestlich dieses Landeplatzes niedergingen. Die orange Körnchen sind reich an Titan (8%) und Eisenoxid (22%), aber im Gegensatz zu den Proben von Apollo 11 auch reichlich zinkhaltig. Der gefundene Staub ist allerdings kein Regolith, sondern man ist sich heute sicher, dass er vulkanischen Ursprungs aus der frühen Mondgeschichte ist.
Mit freundlicher Genehmigung von Apollo 17 und NASA
Wenn ein Meteorit auf dem Mond niedergeht, wird die kinetische Energie in Wärme umgewandelt, wodurch Teile des Gesteins schmelzen können.
MondkörnchenZerschlagen in winzigste Fragmente, kühlen kleine Partikelchen recht schnell ab und bilden dabei solche glasartigen Kügelchen. Diese hier hat einen Durchmesser von nur 1/4 [mm] und weist sogar eine Besonderheit auf: Oben links auf diesem Winzling sieht man einen Miniaturkrater, umgeben von einer Störungszone, die sich durch die Schockwelle des Aufpralls eines Mikrometeoriten bildete. Aus Altersbestimmungen solcher Proben, welche die Apollo- Besatzungen zuhauf mitbrachten, weiß man, dass die Kraterbildung vor 500 Millionen Jahren ihren Höhepunkt hatte, allerdings auch heute noch anhält.
Mit freundlicher Genehmigung von Timothy Culler
(UCB) et al.,
Apollo 11 Crew,
NASA
Die wohl markantesten Oberflächenerscheinungen des Mondes kennt jeder: Die Krater. Sie finden wir überwiegend in den Terrae, die förmlich übersät mit ihnen sind. Krater sind dort so zahlreich, dass man sogar von einer Übersättigung spricht. Es gibt keinen Platz mehr, an dem nicht alte Krater zerstört werden, wenn ein neuer entsteht.
MondkraterWie hier ein Ausschnitt der nördlichen Halbkugel zeigt, finden wir auf der Oberfläche Krater aller Größenordnungen. Von der Erde aus kann man etwa 40 000 dieser Objekte ausmachen, bis herab zu einem Durchmesser von rund 100 [m]. Die Zahl der Krater wird aber riesengroß, wollten wir alle erfassen, denn dazu zählen selbst solche mit Durchmessern von weniger als 0,001 [mm], die wir auf den oben gezeigten kleinen Glaskügelchen finden.
Mit freundlicher Genehmigung von Galileo Project,
JPL,
NASA
Grundlegend kann man zwischen 3 verschiedenen Einflüssen unterscheiden, welche die Oberfläche eines Himmelskörpers gestalten. Diese sind:
Einflüsse aus dem Weltraum
Hierzu zählen in erster Linie die Einschläge großer und auch kleinerer Himmelskörper. Hier werden beim Aufschlag große Energien umgesetzt und es entstehen Einschlagkrater. Je nach Größe des Projektils kann sogar die Kruste eines Planeten durchschlagen werden, so dass die Einschlagstelle mit flüssigem Magma aus dem Innern überflutet wird.
Prozesse aus dem Innern
Unter diesen Prozessen verstehen wir den Vulkanismus und die Plattentektonik, welche die Oberfläche eines Körpers gestalten können. Die dazu notwendige Energie entstammt aus dem Körper selbst. Vulkankrater, die hier nicht näher besprochen werden, sind den Einschlagkratern ähnlich, zeigen aber meist andere Formen.
Atmosphären
Zu deren "Oberflächenarbeit" zählen auch die Hydrosphären. Chemische Reaktionen mit Gesteinen, Sedimentbildungen und die Erosion durch Wind und Wasser verformen ständig die Oberflächen.
Zunächst wollen wir uns einmal vor Augen halten, mit welchen Energien Körper auf Monden und Planeten einschlagen können. Aus der Beobachtung von Meteoriden in der Erdatmosphäre wissen wir, dass diese Geschwindigkeiten von 10 bis 70 [km/s] aufweisen, das sind zwischen 36 000 und 252 000 [km/h]! In den meisten Fällen liegt die Geschwindigkeit aber im niedrigeren Bereich. Nun bremst die Atmosphäre kleinere Körper bei ihrem Niedergang aber ab, und zwar bis auf eine Fallgeschwindigkeit von 200 [m/s] (720 [km/h]). Das trifft aber nur auf Körper bis zu einer maximalen Masse von einigen Tonnen zu, sind die Körper größer, werden sie fast ungebremst einschlagen. Auf dem Mond gibt es ja keine Atmosphäre, hier schlagen alle Körper ungebremst ein.
Beim Einschlag eines Brockens wird in einem Sekundenbruchteil die gesamte kinetische Energie freigesetzt und auf den Boden übertragen. Ein Projektil, das mit 36 000 [km/h] auftrifft, hat eine kinetische Energie von etwa 50 000 [Joule/g], mehr als die 10fache Menge des Sprengstoffs TNT, der bei der Explosion "nur" 4600 [J/g] freisetzt. Ein kleiner Körper von 20 Tonnen setzt demnach bereits die unvorstellbare Energie von 1 Billion [J] frei, was sich in einer gewaltigen Explosion äußert. Der entstehende Krater ist dann etwa 20- mal so groß wie der aufschlagende Körper.
Der EinschlagDie Entstehung eines Kraters. Wenn ein Projektil auf einen Körper wie den Mond trifft, so ist seine Aufschlaggeschwindigkeit viel größer als die Schallgeschwindigkeit im Gestein (etwa bis 4 [km/s]). Die freiwerdende Energie kann deshalb nicht in Form seismischer Wellen abtransportiert werden. Aus diesem Grund entwickelt sich eine Stoßwelle, die sich radial und in Richtung des einschlagenden Körpers ausbreitet.
Auswurf von MaterieDurch die hohe Energie der Stoßwelle wird das Material stark verdichtet, ein großer Teil der geschockten Materie wird ausgeworfen. Im Zentrum des Einschlags verdampft durch die in Wärme umgewandelte kinetische Energie die Materie, größere Einschlagkörper werden dabei selbst vollständig verdampft.
Der Krater ist gebildetGeformt wie eine Schüssel hat der Krater seine endgültige Form angenommen. Er ist 20- mal so groß wie das eingeschlagene Projektil, seine Tiefe beträgt nun 1/5 seines Durchmessers. Größere Krater zeigen einen Zentralberg, der durch das Zurückschwingen des am meisten verdichteten Teils des Einschlagzentrums entsteht.
In der Küche können Sie selbst einmal einen Krater herstellen: Lassen Sie dazu einfach eine Glasmurmel in eine Schüssel mit Mehl aus unterschiedlichen Höhen fallen. Doch lassen Sie Vorsicht walten, falls später aus dem Mehl ein Kuchen entsteht! Mit diesem Experiment kann man aber die Kraterentstehung gut nachempfinden.
Bei der Bildung eines Kraters werden auch große Gesteinsbrocken ausgeworfen, die anschließend mit solcher Wucht niedergehen, dass sie ihrerseits Sekundärkrater in der Umgebung erzeugen.
KopernikusDer Krater Kopernikus zeichnet sich nicht nur durch einen Zentralberg aus, sondern man erkennt auch deutlich das terrassenförmige Abfallen der Kraterwände. Diese Terrassen bilden sich durch Abrutschen von Gesteinsmassen. Durch Anklicken des Bildes öffnet sich eine weitere Großaufnahme eines der bekanntesten Krater auf dem Mond.
Mit freundlicher Genehmigung von Apollo 17 Crew, NASA
Die größeren Mondkrater sind von einem ringförmigen Wall umgeben, man bezeichnet sie deshalb als Wallebenen. Sie können Durchmesser von mehr als 200 [k
m] erreichen.
Schnitt durch eine Wallebene Ein Schnitt durch eine typische Wallebene, in der Mitte erhebt sich ein Zentralberg. Der Ringwall steigt vom Kraterboden recht steil an, fällt nach außen hin aber viel flacher ab. Der Kraterboden liegt meist tiefer als die Umgebung. Meist beträgt der Kraterdurchmesser das 10 bis 30fache der Wallhöhe, es gibt jedoch auch Ausnahmen von dieser Regel. So ist die Wallebene Ptolemaeus 2,4 [km] hoch, hat aber einen Durchmesser von 150 [km].
Von vielen der großen Krater gehen helle Strahlensysteme aus, die sich wie im Fall Tycho bis zu 1800 [km] weit erstrecken.
Krater Tycho und Kopernikus, anklicken für GroßansichtSchon im Feldstecher lässt sich, besonders bei Vollmond, leicht der Strahlenkranz um den Krater Tycho (unten rechts) ausmachen. Die mehrere Kilometer breiten Streifen werfen kaum Schatten, erheben sich also nicht wesentlich über ihre Umgebung. Tycho mit einem Durchmesser von 85 [km] ist der jüngste Krater der uns zugewandten Seite. Ebenfalls einen Strahlenkranz weist Kopernikus auf, den man oben links sieht. Er hat 93 [km] Durchmesser und liegt im Mare Imbrium.
Mit freundlicher Genehmigung von Steve Mandel, Hidden Valley Observatory
In seiner Jugend konnte unser Mond wie bereits erwähnt sogar mit aktivem Vulkanismus aufwarten, wie wir ihn heute noch auf der Erde vorfinden.
Compton-Belkovich-Thorium-Anomalie Auf der Mondrückseite zwischen den alten Einschlagkratern Compton und Belkovich wurde bereits 1998 durch die Sonde Lunar Prospector eine erhöhte Konzentration von radioaktivem Thorium nachgewiesen. Seitdem wird diese Gegend als Compton-Belkovich-Thorium-Anomalie bezeichnet. Die ungewöhnliche helle Region ist neueren Erkenntnissen zufolge, die mit der Sonde Lunar Reconnaissance Orbiter gewonnen wurden, eine durch ehemaligen Vulkanismus geprägte Landschaftsformation. Bemerkenswert ist hier auch, dass mit der Magma ein hoher Gehalt an Silikaten auf die Oberfläche gespült wurde. Zwar findet man auch andere Regionen auf der erdzugewandten Seite, die durch höhere Silizium- und Aluminiumkonzentrationen gekennzeichnet sind. Überwiegend prägen aber basaltische Auswürfe von Vulkanen die Oberfläche. Es gibt nur eine Handvoll ähnlich gestalteter Regionen auf dem Mond, diese hier liegt aber recht isoliert. Es wir vermutet, dass besagte Strukturen durch viel jüngere vulkanische Aktivitäten entstanden sind. Das kann auch bedeuten, dass der äußere Kern des Mondes in der Tat noch immer flüssig ist (siehe auch nachfolgenden Abschnitt).
Mit freundlicher Genehmigung von NASA / GSFC / ASU / WUSTL / S. Wiseman und B. Jolliff
Nach der Erde ist der Mond der Körper im Sonnensystem, dessen innerer Aufbau uns am besten bekannt ist. Das haben wir vor allem den durch die Apollo- Missionen montierten Seismometern zu verdanken. Sie konnten jahrelang betrieben werden und lieferten wertvolle Daten.
MondaufbauWir sehen einen recht einfachen Aufbau des Mondes, bestehend aus der äußeren Kruste, einem Mantel und einem Kern im Innern. Die Kruste, aufgebaut aus feldspathaltigem Erdgestein, ist zwischen einigen 10 [km] und - im Bereich der Hochländer - bis 100 [km] dick, im Mittel 70 [km]. Das Material der Kruste ist von Basalt durchzogen, welches aus dem festen Basaltmantel stammt, der sich 800 bis 1000 [km] in die Tiefe erstreckt. Der Kern ist von seiner Oberfläche bis in eine Tiefe von 200 [km] flüssig, seine genaue Zusammensetzung ist nicht bekannt.
Aus reinem Eisen, wie bei der Erde, kann der Kern jedoch nicht bestehen, dazu ist die mittlere Dichte des Mondes zu niedrig. Allerdings enthält er vielleicht doch einen gewissen Eisenanteil, denn der Mond besaß einmal ein Magnetfeld, welches heute nur noch äußerst schwach, praktisch nicht mehr vorhanden ist. Vielleicht ist aber auch Schwefel ein wesentlicher Bestandteil des Kerns, der in seinem Innern eine Temperatur von 1200 [°C] haben dürfte. In einer Tiefe von etwa 800 bis 1100 [km], dem Übergang zwischen festem und zähflüssigem Mantel, entstehen die Mondbeben. Die Häufigkeit der Mondbeben schwankt regelmäßig: Im Apogäum und Perigäum sind sie besonders häufig (allerdings bei weitem nicht so häufig wie Erdbeben!), was auf die Gezeitenwirkung der Erde zurückzuführen ist.
Wie sieht die Zukunft des Mondes aus, nicht aus planetologischer, sondern eher aus astronautischer Sicht? Inzwischen haben verschiedene Nationen den Ehrgeiz entwickelt, ebenfalls Missionen zum Mond zu senden. So haben die Chinesen bereits 2013 mit Chang'e-3, den so genannten Jade Rabbit Rover erfolgreich hoch gebracht. Noch vor 2020 soll Chang'e-4 auf der Mondrückseite landen, und zwar im Südpol-Aitken-Becken.
Aitken- Becken
Das ist nicht nur der größte Einschlagkrater auf dem Mond, sondern mit über 2200 [km] Durchmesser der größte im ganzen Sonnensystem. Die Sonde soll Bodenproben zur Erde bringen, denn durch den Einschlag könnte der Mantel durchdrungen sein und Material aus dem Mondinnern nach oben gespült haben. Neben dem wissenschaftlichen Interesse an solchen Bodenproben wäre hier auch ein idealer Standpunkt für ein (ferngesteuertes) Radioteleskop. Es könnte völlig abgeschirmt von irdischen Einflüssen in die Tiefen des Universums lauschen.
Die Inder wollen ihren Rover Chandrayaan 2 2016 zum Mond bringen, mit Selene 2 sind dann 2017 auch die Japaner dort oben. 2019 wollen die Russen eine Serie von bis zu fünf Luna-Missionen beginnen, die dann 2025 Bodenproben vom Südpol zur Erde bringen soll. Im dort teilweise herrschenden ewigen Schatten wird Wassereis vermutet, das wohl von anderen Körpern zum Mond gebracht wurde.
Mit freundlicher Genehmigung der NASA
Ein Motel auf dem Mond?Willkommen im Mondhotel! Ein niederländischer Architekt hat einmal die besonderen Bedingungen auf dem Mond (1/6 der Erdschwere!) einbezogen, um einen gewagten Entwurf eines Gebäudes auf dem Mond zu erstellen. Wir sehen zwei 160 [m] hohe Türme in den wolkenlosen Mondhimmel ragen, mit einer auf der Erde unmöglichen Neigung. Als Baumaterial könnte Mondgestein dienen mit einer Wandstärke von 50 [cm]. Darunter müsste sich zur Absorption kosmischer Strahlung noch eine 35 [cm] starke Wasserschicht befinden.
Mit freundlicher Genehmigung von Hans-Jurgen Rombaut und NASA/GSFC
Bereits in den 60er Jahren gab es Pläne, auf dem Mond eine ständig besetzte Station zu errichten. Sie sollte vor allem dazu dienen, die großen Teleskope zu bedienen, die man dort errichten wollte. Man stelle sich nur einmal vor, die 4 großen 8,2 [m]- Teleskope der europäischen Südsternwarte könnten ohne die störende Erdatmosphäre beobachten! Abgesehen davon, würde es die geringe Schwerkraft zulassen, noch wesentlich größere Spiegelteleskope auf dem Mond zu betreiben. Das wäre ein wirklicher Segen für die Astronomie! Leider ist solchen und anderen Plänen durch die politischen Entwicklungen der vergangenen Jahre und den damit verbundenen finanziellen Kürzungen ein vorerst fast unüberwindlicher Riegel vorgeschoben worden. Immerhin planen die Amerikaner jetzt aber, bis etwa 2020 eine bemannte Station auf unserem Trabanten einzurichten. Neben den staatlichen Organisationen sind aber auch private Unternehmen an einem Mondbesuch interessiert. Derzeit wetteifern 18 internationale Teams darum, den mit 20 Millionen Dollar lockenden Google-Lunar-X-Prize abzustauben. Gewinnen wird, wer einen Rover auf dem Mond landet, der dort mindestens 500 Meter zurücklegen muss und Bilder und Daten zur Erde sendet. Man darf gespannt sein!
Ein Urlaub auf dem Mond liegt jedoch für uns "normalsterbliche" Touristen noch in sehr weiter Ferne... In jedem Fall aber können wir uns in klaren Nächten am Anblick unseres Mondes erfreuen und ein wenig stolz darauf sein, den im Vergleich zur Größe unseres Planeten prächtigsten Mond im Sonnensystem zu besitzen.
Unser Prachtstück
Mit freundlicher Genehmigung von T.A. Rector, I.P. Dell'Antonio, NOAO, AURA, NSF
Was sind Krater?
