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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91640" data-attributes="member: 2506"><p>Die Mondbahn</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>Eine Besonderheit des Mondes ist seine Rotation. Seine Rotationsdauer entspricht nämlich exakt seiner Umlaufzeit, weshalb er uns stets die gleiche Seite zuwendet. Nachstehende Skizze verdeutlicht dies:</p><p></p><p>Gebundene MondrotationIm 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.</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>Mondphasen</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>Besonders interessant zu beobachten ist das so genannte aschgraue Mondlicht, welches man kurz nach oder vor Neumond sehen kann.</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>Mondfinsternisse</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>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 1/2 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.</p><p></p><p>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!</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>Mondatmosphäre</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>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.</p><p>Insgesamt ist die Mondatmosphäre wenigstens um den Faktor 10-13 dünner als die der Erde, das ist ein nahezu perfektes Vakuum!</p><p></p><p>Oberfläche</p><p></p><p>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.</p><p>Apollo 17- MissionWir 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.</p><p></p><p>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).</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>Apollo 17Falls 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.</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>Ariadaeus Rille</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>Mit freundlicher Genehmigung von Apollo 10, NASA</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>Die MondalpenEine 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. </p><p></p><p>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.</p><p></p><p>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.</p><p></p><p>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.</p><p>Hier, in zunehmend nördlichen Regionen, beherrschen die Maria das Oberflächenbild. </p><p></p><p>Terrae 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.</p><p></p><p>Mit freundlicher Genehmigung von Apollo 12 und NASA</p><p></p><p>In 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.</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91640, member: 2506"] 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. Eine Besonderheit des Mondes ist seine Rotation. Seine Rotationsdauer entspricht nämlich exakt seiner Umlaufzeit, weshalb er uns stets die gleiche Seite zuwendet. Nachstehende Skizze verdeutlicht dies: Gebundene MondrotationIm 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. Mondphasen 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. 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. Mondfinsternisse 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 1/2 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. Mondatmosphäre 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! Oberfläche 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- MissionWir 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. 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 17Falls 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. 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 MondalpenEine 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. 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. Terrae 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 In 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. [/QUOTE]
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