Erdmond

Allgemeine Daten

Der Erdmond. (astropage.eu)
Der Erdmond. (astropage.eu)

Der Mond ist der einzige natürliche Trabant der Erde. Wegen seiner relativen Nähe gehört er zu den am besten untersuchten Himmelskörpern. Der Mond ist bisher auch der einzige Himmelskörper (die Erde natürlich ausgenommen), den ein Mensch betreten hat. Obwohl die Anfänge der systematischen Mondbeobachtung schon über 400 Jahre zurückliegen und sich die Technologie seitdem stark weiterentwickelt hat, gibt es nach wie vor einige Ungereimtheiten, zum Beispiel in Bezug auf die frühe Entstehungsgeschichte des Erdtrabanten.

Mond – Daten
Masse: 7,3483 * 1022 kg
Äquatordurchmesser:
Poldurchmesser
3.476 km
3.472 km
Volumen: 2,197 * 1010 km3
mittlere Dichte: 3,341 g/cm3
Oberflächentemperatur: -233° – +123° Celsius
Rotationsperiode: 27d 7h 43m 12s
Oberflächenbeschleunigung: 1,622 m/s2
Entdeckung / Entdecker: Prähistorisch / unbekannt
Mondorbit – Daten
Umlaufzeit: 27,321661 Tage
mittlere Entfernung von der Erde: 384.400 km
Perigäum: 363.300 km
Apogäum: 405.500 km
Bahnexzentrizität: 0,0549
Bahnneigung: 5,145°
mittlere Bahngeschwindigkeit: 1,023 km/s
Bildergalerien:
http://photojournal.jpl.nasa.gov/target/Moon
http://www.esa.int/esa-mmg/mmg.pl?topic=Solar+System& subtopic=Moon&subm1=GO

 

Orbitalbewegung

Der Mond umkreist die Erde von Westen nach Osten und benötigt für einen Umlauf 27 Tage, 7 Stunden und 43 Minuten. Da die Erde ebenfalls von Westen nach Osten rotiert – allerdings erheblich schneller – geht der Mond für einen irdischen Beobachter im Osten auf und im Westen unter. Der scheinbare Durchmesser des Vollmondes beträgt etwa 32 Bogenminuten, was auch ziemlich genau dem scheinbaren Durchmesser der Sonnenscheibe entspricht. Nur durch dieses zufällige Abstand- und Größenverhältnis sind Sonnenfinsternisse, wie wir sie kennen, überhaupt möglich.

Trotzdem sind Sonnenfinsternisse recht seltene Ereignisse, das liegt daran, dass die Ebene der Mondumlaufbahn nicht mit der Ebene der Umlaufbahn der Erde um die Sonne übereinstimmt. Die Mondbahn ist um 5,145 Grad gegen die Erdbahnebene geneigt, somit wirft der Mond seinen Schatten nicht immer auf die Erde, wenn er zwischen ihr und der Sonne steht. Die Mondbahn selbst ist nicht kreisförmig, sondern elliptisch. Das so genannte Perigäum – der erdnächste Punkt seiner Bahn – liegt in einer Entfernung von 363.300 Kilometern, während der erdfernste Punkt, das Apogäum, 405.500 Kilometer entfernt ist. Seine durchschnittliche Entfernung von der Erde beträgt 384.400 Kilometer.

Aufgrund von verschiedenen Einflüssen erreicht der Mond das Perigäum nicht wieder nach exakt einem Umlauf, sondern geringfügig später. Als Folge komplexer Bewegungsgesetze der Himmelsmechanik schwanken die Entfernungsangaben für das Perigäum und das Apogäum geringfügig, was auf den Einfluss der Sonne und der anderen Planeten zurückzuführen ist. Das Erde-Mond-System befindet sich in einer einfach gebundenen Rotation, das bedeutet, der Mond wendet der Erde immer dieselbe Seite zu. Durch sogenannte Librationsbewegungen des Erdtrabanten sind während eines Mondumlaufs aber rund 59 Prozent seiner Oberfläche von der Erde aus sichtbar. Die Distanz zwischen Erde und Mond wächst mit einer Rate von 3,8 Zentimetern pro Jahr. Der Grund dafür ist zusätzlicher Drehimpuls, der ihm von den Gezeitenbergen der irdischen Ozeane verliehen wird. Die Gezeitenberge liegen, bedingt durch die Erdrotation, nicht auf der direkten Verbindungslinie von Erde und Mond, sondern leicht versetzt, was eine äußerst kleine (aber messbare) Anhebung seiner Umlaufbahn nach sich zieht.

– Mondphasen

Die Mondphasen (Courtesy of NASA)
Die Mondphasen (Courtesy of NASA)
Entstehung der Mondphasen (Courtesy of NASA)
Entstehung der Mondphasen (Courtesy of NASA)

Oben: Der Mondphasenzyklus beginnt mit dem Neumond (New Moon). Hier befindet sich der Mond zwischen Erde und Sonne, weshalb seine erdzugewandte Seite nicht beleuchtet wird und somit dunkel ist. Durch gestreutes Licht von der Erde kann der Erdtrabant aber trotzdem oft wahrgenommen werden. Sonnenfinsternisse können nur während eines Neumondes auftreten. Danach folgt die Phase des wachsenden Halbmondes (Waxing Crescent), bis er als Halbmond (First Quarter) das erste Viertel seines Umlaufs zurückgelegt hat. Über den wachsenden Dreiviertelmond (Waxing Gibbous) gelangt er in die Vollmondphase (Full Moon). Daraufhin beginnt der Mond abzunehmen: zunächst über den abnehmenden Dreiviertelmond (Waning Gibbous) zum nächsten Halbmond (Third Quarter), der das letzte Viertel seiner Umlaufbahn kennzeichnet. Abschließend folgt der abnehmende Halbmond (Waning Crescent), bis ein neuer Neumond den nächsten Zyklus einleitet. Das Bild links zeigt die Mondphasen als Fotoserie.

– Mondfinsternisse

Mondfinsternisse können nur bei Vollmond auftreten, wenn sich die Erde zwischen Sonne und Mond bewegt. Man unterscheidet drei Arten von Mondfinsternissen:

Totale Mondfinsternis:
Bei einer totalen Mondfinsternis tritt der Mond vollständig in den Erdschatten ein. Wegen Streuungseffekten in der Erdatmosphäre bleibt der Mond bei guten Bedingungen sichtbar, jedoch erscheint er meist in deutlichen Rottönen. Die rötlichen Anteile des Sonnenlichts werden von der Erdatmosphäre nicht so stark gestreut, wie die blauen Anteile, was zu dem charakteristischen "Blutmond" führt. Die maximale Dauer einer totalen Mondfinsternis liegt bei 100 Minuten.

Partielle Mondfinsternis:
Bei einer partiellen Mondfinsternis bewegt sich der Mond nicht komplett in den Erdschatten. Der Erdtrabant bleibt während der gesamten Finsternisdauer sichtbar.

Halbschattenfinsternis:
Bei einer Halbschattenfinsternis tritt der Mond nur ganz oder teilweise in den Halbschatten der Erde ein. Diese Finsternisart ist recht unspektakulär, weil sich kaum sichtbare Änderungen im Licht- und Schattenspiel zwischen Erde und Mond ergeben.

Totale Mondfinsternis (©2006 by Noel Munford)
Totale Mondfinsternis (©2006 by Noel Munford)
Totale Mondfinsternis (©2004 by Loyd Overcash)
Totale Mondfinsternis (©2004 by Loyd Overcash)

 

 

 

Atmosphäre / Exosphäre

Hauptbestandteile der Mond-Exosphäre
Helium 25 %
Neon 25 %
Wasserstoff 23 %
Argon 20 %
Methan
Ammoniak
Kohlendioxid
7 %

Wie der sonnennächste Planet Merkur verfügt auch der Erdmond über eine extrem dünne Exosphäre. Ihre chemische Zusammensetzung unterscheidet sich jedoch von der Exosphäre Merkurs. Die lunare Exosphäre besteht zu jeweils einem Viertel aus Helium und Neon, etwas mehr als einem Fünftel aus Wasserstoff, einem weiteren Fünftel aus Argon, sowie Spuren von Methan, Ammoniak und Kohlendioxid. Der Druck auf der Mondoberfläche beträgt nur rund 3,0 * 10-15 Bar – er ist also mit einem labortechnischen Ultrahochvakuum vergleichbar. Die Herkunft der Atome ist unterschiedlich. Die Helium-, Wasserstoff-, Neon- und Argon-Atome entstammen dem Sonnenwind.

Das Argon-Isotop 40Argon hat eine Sonderrolle: Es entsteht durch den Zerfall von 40Kalium aus dem Mondgestein und kann zur Altersbestimmung herangezogen werden. Die Exosphäre des Mondes ist einem ständigen Wandel ausgesetzt. Die Anteile der jeweiligen Gase bleiben zwar ungefähr stabil, jedoch entweichen genau soviele Teilchen in den offenen Weltraum, wie der Mond aus dem Sonnenwind einfängt.

 

Oberfläche

– Zusammensetzung und Wasser/Hydroxyl-Nachweis

Mondregolith (Courtesy of NASA / Apollo 16)
Mondregolith (Courtesy of NASA / Apollo 16)

Die Oberfläche des Mondes umfasst rund 38 Millionen Quadratkilometer und ist damit etwas kleiner als Afrika und Australien zusammen. Sie ist vollständig von einer mehrere Meter dicken Regolithschicht bedeckt, lediglich in sehr jungen Kratern ist die Schicht nicht so dick oder kaum vorhanden. Regolith besteht aus pulverisierten Gesteinen verschiedener Zusammensetzung, wobei der Pulverisierungsgrad mit steigender Tiefe abnimmt. Der Grund liegt darin, dass der Mond über keine nennenswerte Atmosphäre verfügt, welche Meteoroide vor dem Aufprall verglühen lassen könnte. Auftreffende Meteoroide pulverisieren je nach ihrer Größe nur die oberen Regolithschichten, wodurch diese mit der Zeit zu Staub zermahlen werden, während in tieferen Schichten kieselgroße Stücke zu finden sind.

Die Korngröße des Regoliths steigt also an, je tiefer man in die Mondkruste eindringt. Die eigentliche Mondkruste beginnt mit einer Schicht, die von Verwitterungsprozessen weitgehend abgeschirmt ist. Dorthin kann der energiereiche Sonnenwind nicht gelangen und auch Meteoriteneinschläge mit der nötigen Energie sind verhältnismäßig selten. Durch die Hitze kann es zu lokalen Aufschmelzungen kommen, welche bei ihrem Erstarren charakteristische Glaskügelchen oder durch Glas zusammengebackene Gesteinsstückchen in den oberen Regolithschichten hinterlassen. Der Sonnenwind hingegen dringt nur etwa einen Meter tief in die Mondkruste ein und verursacht dort chemische und physikalische Vorgänge, die zur Entstehung instabiler Atomkerne führen. Diese Atomkerne wandeln sich durch Zerfallsprozesse wie den Alpha-Zerfall in stabile Atomkerne um.

Hauptbestandteile der Mondkruste
Sauerstoff 43 %
Silizium 21 %
Aluminium 10 %
Kalzium 9 %
Eisen 9 %
Magnesium 5 %
Titan 2 %
Nickel, Natrium, Chrom, Kalium, Mangan, Schwefel, Phosphor, Kohlenstoff, Stickstoff, Wasserstoff, Helium 1 %

Kurioserweise besitzt Sauerstoff mit 43 Prozent den größten Massenanteil an der chemischen Zusammensetzung der Mondkruste. Den zweitgrößten Anteil hat Silizium mit 21 Prozent. Dementsprechend besteht die Mondkruste hauptsächlich aus Metalloxiden (etwa Aluminiumoxid oder Eisenoxid) und Silikaten, vornehmlich Aluminiumsilikat. Daneben sind auch kleinere Anteile an Nichtmetallen und Gasen zu finden. Ein nicht unerheblicher Prozentsatz des Heliumanteils (ca. 0,05 %) entsteht durch die bereits angesprochenen Zerfallsprozesse, wenn instabile Atomkerne sich in stabile Kerne umwandeln und dabei ein Heliumatom produziert wird.

Eines Tages könnte die Elektrolyse von Mondregolith die Versorgung von Astronauten mit lebenswichtigem Sauerstoff und Wasser unterstützen. Das Wasser selbst stammt vermutlich nicht aus dem Mondinneren, sondern wird durch den Sonnenwind in den oberflächennahen Regolithschichten erzeugt, wenn ein Wasserstoffatom aus dem Sonnenwind mit im Regolith gebundenen Sauerstoffatomen reagiert. Auf diese Weise kann Wasser (H2O) oder das mit dem Wasser verwandte Hydroxyl (OH) entstehen, allerdings nur in Form von einzelnen Molekülen, die sich unter idealen Bedingungen dauerhaft als dünne Wassereisschicht am Boden von immerdunklen Kratern in den Polarregionen des Mondes niederschlagen können. An Stellen, die dem lunaren Tag-Nacht-Rhythmus ausgesetzt sind, verdampfen die Wassermoleküle wieder oder werden vom Sonnenwind erneut aufgespalten.

Wasser und Hydroxyl auf dem Mond (Courtesy of NASA / JPL-Caltech / USGS)
Wasser und Hydroxyl auf dem Mond (Courtesy of NASA / JPL-Caltech / USGS)

Dennoch konnten mehrere Raumsonden das im Gestein gebundene Wasser und Hydroxyl auf der Mondoberfläche nachweisen, so wie hier die Saturnsonde "Cassini" im Jahr 1999. Das Bild oben links zeigt den Mond aus Sicht des Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) an Bord von Cassini. Oben rechts ist der Erdtrabant im Visir des Imaging Science Sub-system zu sehen. Die unteren drei Bilder basieren auf Daten dieser Instrumente, die entsprechend aufbereitet wurden. Links unten erkennt man die Temperaturverteilung. In Äquatornähe übersteigen die Temperaturen die Siedetemperatur von Wasser. Das mittlere und das rechte Bild wurden ebenfalls mit dem VIMS angefertigt. Erkennbar sind weitläufge Gebiete mit Wasser, das mit Mineralien der Mondkruste, beziehungsweise dem Regolith, verbunden ist. Durch chemische Reaktionen entstehen auch die Hydroxylgruppen, die das VIMS hier registrieren konnte.

Wasser und Hydroxyl in der Nähe eines jungen Kraters (Courtesy of ISRO / NASA / JPL-Caltech / USGS / Brown Univ.)
Wasser und Hydroxyl in der Nähe eines jungen Kraters (Courtesy of ISRO / NASA / JPL-Caltech / USGS / Brown Univ.)

Oben: Auch die indische Raumsonde "Chandrayaan-1" hat Wassermoleküle und Hydroxylgruppen registriert. Mit Hilfe des Moon Mineralogy Mapper hat sie einen jungen Einschlagkrater untersucht, und stieß auf wasserhaltige Mineralien (hier in blau dargestellt). Sie verteilen sich in verschiedenen Konzentrationen in den Auswurfmaterialien um den Krater herum, während der Kraterboden selbst offenbar kaum wasser- und hydroxylhaltige Gesteine beherbergt. In den rot markierten Gebieten konnten hydroxylhaltige Mineralien festgestellt werden. Auffällig ist, dass zwei strahlenartige Strukturen von dem Krater ausgehen, in denen die Hydroxylkonzentration am höchsten ist. Das deutet darauf hin, dass durch den Einschlag Gestein aus tieferen Schichten an die Oberfläche gelangt ist. Die linke Aufnahme zeigt den Krater in nahen Infrarotwellenlängen.

Mondkarte (Courtesy of USGS)
Mondkarte (Courtesy of USGS)

Oben: Diese Mondkarte basiert auf Daten, die die Mondsonde "Clementine" im Jahr 1994 gesammelt hat. Die erdzugewandte Seite des Mondes ist auf 0° östlicher Länge zentriert. Sie reicht von dort grob 90° nach Osten und Westen, auf der Karte liegt die von der Erde sichtbare Seite also ungefähr zwischen 270° östlicher Länge und 90° östlicher Länge. Man erkennt sofort, dass sich die charakteristischen dunklen "Mondmeere" fast ausschließlich auf der erdzugewandten Seite des Mondes befinden. Südlich der Mondmeere liegt der ebenfalls sehr auffällige Strahlenkrater "Tycho". Die gesamte Mondoberfläche wird von verschiedenen Formationen geprägt, darunter die bekannten Mondmeere, ausgedehnte Ebenen, Hochländer, Gebirgsketten, Riss- und Grabensysteme und natürlich die unzähligen Krater. Auf einige interessante Formationen wird im Folgenden eingegangen.

– Maria ("Mondmeere")
Die dunklen Maria gehören zweifellos zu den auffälligsten Strukturen, die man mit bloßem Auge oder einem Fernglas auf dem Mond beobachten kann. Maria ist der Plural von "Mare", was auf Latein "Meer" bedeutet. Die lateinische Bezeichnung stammt noch aus der Anfangszeit der systematischen Mondforschung. Im 16. Jahrhundert dachte man, dass es sich bei den dunklen Gebieten auf der Mondoberfläche tatsächlich um Meere aus Wasser handelt. Dies stellte sich dann als Fehlinterpretation heraus, doch die Bezeichnung "Mare" für sehr große dunkle Regionen wird bis heute verwendet und ist Teil der offiziellen Nomenklatur für lunare Oberflächenstrukturen.

Maria ("Mondmeere")
Name Übersetzung mittlere Größe (km)
Mare Anguis Schlangen-Meer 150
Mare Australe Südliches Meer 603
Mare Cognitum Bekanntes Meer 376
Mare Crisium Meer der Gefahren 418
Mare Fecunditatis Meer der Fruchtbarkeit 909
Mare Frigoris Meer der Kälte 1596
Mare Humboldtianum Humboldt-Meer 273
Mare Humorum Meer der Feuchtigkeit 389
Mare Imbrium Regenmeer 1123
Mare Ingenii Meer der Begabung 318
Mare Insularum Insel-Meer 513
Mare Marginis Randmeer 420
Mare Moscoviense / Mare Moskwa Moskau-Meer 277
Mare Nectaris Nektarmeer 333
Mare Nubium Wolkenmeer 715
Mare Orientale Östliches Meer 327
Mare Serenitatis Meer der Heiterkeit 707
Mare Smythii Smyth-Meer 373
Mare Spumans Schäumendes Meer 139
Mare Tranquillitatis Meer der Ruhe 873
Mare Undarum Wellenmeer 243
Mare Vaporum Meer der Dünste 245
Oceanus Procellarum Ozean der Stürme 2568
Mare Imbrium (Courtesy of NASA)
Mare Imbrium (Courtesy of NASA)

Die meisten Maria befinden sich auf der erdzugewandten Seite des Mondes, was auf Anomalien in dessen innerem Aufbau zurückzuführen ist: Die Kruste ist auf der erdzugewandten Seite mit rund 70 Kilometern nur halb so dick wie auf seiner erdabgewandten Seite. In der Frühzeit des Mondes vor 3,1 bis 3,8 Milliarden Jahren konnten große Asteroiden die Mondkruste wesentlich leichter durchschlagen, so dass enorme Mengen basaltischer Lava aus dem zu der Zeit noch flüssigen Mantel an die Oberfläche drang und die entstandenen riesigen Krater größtenteils wieder auffüllte. In einigen der "Mondmeere" wurden Gravitationsanomalien registriert, bei denen die mittlere Dichte des Untergrundes etwas höher ist, als die allgemeine mittlere Dichte. Eine mögliche Ursache könnten die massiven Eisenkerne der eingeschlagenen Objekte sein, die jedoch nicht bis zum Mondkern vordringen konnten und im Mondmantel stecken geblieben sind. Solche so genannten "Mascons" (Mass Concentrations) befinden sich beispielsweise unter dem Mare Imbrium (siehe unten) im Nordwesten des Mondes oder unter dem Mare Serenitatis östlich davon.

Dorsum Gast (Courtesy of NASA)
Dorsum Gast (Courtesy of NASA)

Die Maria sind relativ flach. Bei Ausdehnungen von vielen hundert Kilometern gibt es nur geringe Höhenunterschiede von circa 100 Metern. Lediglich die Ränder von großen Kratern erheben sich mehr als 100 Meter in die Höhe. In den Maria befinden sich einige langgezogene Erhebungen, die angelehnt an irdische Formationen als Rücken (Dorsum, Plural: Dorsa) bezeichnet werden. Ihre Länge variiert zwischen sieben Kilometern (Dorsum Thera) und 380 Kilometern (Dorsum Buckland), die meisten von ihnen erreichen eine Länge zwischen 50 und 200 Kilometern. Die nebenstehende Aufnahme zeigt exemplarisch einen dieser Rücken: Dorsum Gast liegt nahe der westlichen Grenze von Mare Serenitatis. Der rund 60 Kilometer lange Rücken verläuft in Nord-Süd-Richtung und wird ungefähr in der Mitte von einem vier Kilometer durchmessenden Krater ("Aratus D") unterbrochen. 20 Kilometer südöstlich von Aratus D liegt der etwa gleich große Krater Aratus C. Das Originalbild umfasst einen größeren Ausschnitt und wurde am 31. Juli 1971 von den Astronauten der Apollo 15 aufgenommen. Bei dem hier gezeigten Bild wurde das Gebiet um Dorsum Gast ausgeschnitten und so ausgerichtet, dass Norden oben ist.

– Terrae (Hochländer)
Den optischen Kontrast zu den dunklen Maria bilden die hellen Hochländer. Sie werden als Terra (Plura: Terrae) bezeichnet, weil man sie in der Anfangszeit der Mondforschung für Kontinente hielt. Im Gegensatz zu den Maria sind die Terrae nie von Lava überflutet worden und stellen somit Überreste der ursprünglichen Mondkruste dar. Das Gestein der hellen "Mondkontinente" ist zwischen 3,8 und 4,5 Milliarden Jahre alt. Das ist auch der Grund für die wesentlich höhere Anzahl von Einschlagskratern: Viele stammen noch aus der Frühzeit der lunaren Entwicklungsphase während des so genannten "Großen Bombardements". Die Regolithschichten der Terrae sind mit etwa 15 Metern deutlich dicker als die Regolithschichten auf den Maria.

Terrae (Hochländer)
Name Übersetzung Lage / Position
Terra Caloris Land der Hitze Südwestliche Grenze der erdzugewandten Seite
Terra Fertilitatis Land der Fruchtbarkeit Südöstliche Grenze der erdzugewandten Seite
Terra Grandinis Land des Hagels Nordöstliche Grenze von Mare Imbrium
Terra Manna Land des Manna Zwischen Mare Tranquillitatis, Mare Fecunditatis und Mare Nectaris
Terra Niuiu oder Terra Nivium Land des Schnees Südöstliche Grenze von Mare Imbrium
Terra Pruinæ Land des Frosts Nordwestliche Grenze von Mare Imbrium
Terra Sanitatis Land der Gesundheit Zwischen Mare Nubium und Mare Tranquillitatis
Terra Siccitatis Land der Trockenheit Nordwestliche Grenze der erdzugewandten Seite
Terra Vigoris Land der Heiterkeit Südöstlich von Mare Crisium
Terra Vitae Land der Lebhaftigkeit Nordöstliche Grenze der erdzugewandten Seite

In den Hochländern finden sich sowohl breite Gräben und Täler, als auch ausgedehnte Gebirgsketten, die eine Höhe von bis zu zehn Kilometern erreichen können. Die Länge der Gräben und Rillen variiert zwischen sieben Kilometern (Dorsum Thera) und 380 Kilometern (Dorsum Buckland). Die meisten von ihnen liegen im Bereich zwischen 50 und 200 Kilometern.

Hadley-Rille (Courtesy of NASA / Apollo 15)
Hadley-Rille (Courtesy of NASA / Apollo 15)
Rima Ariadaeus (Courtesy of NASA / Apollo 15)
Rima Ariadaeus (Courtesy of NASA / Apollo 15)

Oben: Rillenartige Strukturen auf der Mondoberfläche werden in drei Unterkategorien eingeteilt:

Gewundene Rillen:
Gewundene Rillen ähneln in ihrem Erscheinungsbild einem Flußmäander. Sie sind oft einige hundert Kilometer lang und entstanden in der Frühzeit des Mondes, als dieser noch geologisch aktiv war. Lavaströme bahnten sich ihren Weg durch die Landschaft und hinterließen nach ihrem Erstarren diese Formationen. Es könnte sich einst auch um Lavaröhren gehandelt haben, deren Decke nach dem Erstarren der Lava einstürzte.

Bogenförmige Rillen:
Rillen dieses Typs entstanden vermutlich ebenfalls durch geologische Prozesse, die mit flüssiger Lava in Verbindung gebracht werden können.

Langgestreckte Rillen:
Auch bei den langgestreckten Rillenstrukturen sind geologische Prozesse die Ursache. Allerdings sind diese Rillen nicht die Folge von flüssiger Lava, die durch die Landschaft floss, sondern von Vorgängen, bei denen sich beispielsweise die Mondkruste zwischen zwei parallelen Bruchzonen stark abgesenkt hat.

Die Hadley-Rille (oben links) gehört zu den gewundenen Rillen. Man erkennt, wie sich die Rille von Südwesten nach Nordosten schlängelt und dann einen Knick nach Norden macht. Der Krater Hadley entstand einige Zeit nach der Rille, denn das bei dem Einschlag ausgeworfene Material füllt den nordwärts gerichteten Teil der Rille fast vollständig auf. Diese Region war auch das Landegebiet der Mission Apollo 15. Die Astronauten haben dort viele verschiedene geologische Untersuchungen erfolgreich durchgeführt und eine Vielzahl von Bildern gemacht. Rima Ariadaeus (oben rechts) gehört dagegen zu den langgestreckten Rillen. Die Formation liegt zwischen dem Mare Tranquillitatis und dem Mare Vaporum und ist über 300 Kilometer lang. Ihre maximale Breite beträgt etwa fünf Kilometer, wobei sie die bereits existierenden geologischen Strukturen quasi überdeckt, was auf eine Entstehung durch tektonische Aktivitäten schließen lässt.

– Krater
Die Mondoberfläche ist übersäht von Einschlagkratern unterschiedlichster Größen. Manche sind so groß, dass die Bezeichnung "Krater" den Ausmaßen nicht gerecht wird. Ein Beispiel dafür ist das so genannte Südpol-Aitken-Becken, das mit einem Durchmesser von 2.250 bis 2.500 Kilometern der größte bisher bekannte Einschlagkrater im gesamten Sonnensystem ist. Andere Krater hingegen stammen von winzigen Teilchen und sind nur unter dem Mikroskop erkennbar. Sie tragen auf lange Sicht wesentlich zur Verwitterung der Mondoberfläche bei. Die meisten Krater besitzen Durchmesser von einigen Metern bis hin zu einigen Dutzend Kilometern und stammen aus der Frühzeit der Entwicklung des Mondes. Doch auch heute ist der Mond – genau wie jedes andere Objekt im Sonnensystem – Einschlägen von Meteoriten ausgesetzt. Im Gegensatz zur Erde hat der Mond aber keine schützende Atmosphäre, so dass diese ungebremst aufschlagen und deutlich sichtbare Krater hinterlassen, die aufgrund der fehlenden Atmosphäre auch wesentlich länger erhalten bleiben. Im Folgenden werden einige der bekanntesten Krater vorgestellt.

Südpol-Aitken-Becken (Courtesy of NASA / JPL / USGS)
Südpol-Aitken-Becken (Courtesy of NASA / JPL / USGS)
Höhenprofil des Südpol-Aitken-Beckens (Courtesy of NASA / Goddard)
Höhenprofil des Südpol-Aitken-Beckens (Courtesy of NASA / Goddard)

Oben: Das Südpol-Aitken-Becken ist, wie bereits erwähnt, die größte Einschlagstruktur des Sonnensystems. Die unterschiedlichen Angaben über den Durchmesser resultieren aus der nicht exakt lokalisierbaren Grenze des Beckens. Das Becken gehört zu den ältesten Einschlagkratern auf dem Mond, deshalb wird es von vielen neueren Kratern überdeckt, was die genaue Vermessung bisweilen recht schwierig macht. Die Mondsonde "Clementine" bestimmte den Durchmesser auf etwa 2.500 Kilometer. Von ihr stammt das linke Bild, auf dem das Südpol-Aitken-Becken in der südlichen Hemisphäre als dunkler Bereich erkennbar ist. Die rechte Abbildung ist ein Höhenprofil, zentriert auf das Südpol-Aitken-Becken, welches größtenteils auf der erdabgewandten Seite des Mondes liegt und sich vom Südpol bis zum Krater "Aitken" erstreckt. Blaue und violette Farbtöne repräsentieren Senken und tiefliegende Gebiete, während rote und bräunliche Farben hochliegende Gebiete wie Berg oder Gebirgsketten darstellen.

Von der tiefsten Stelle des Beckens bis zu den höchsten Erhebungen der Kraterrandgebirge im Nordosten sind es über 15 Kilometer – fast doppelt so hoch wie der Mount Everest. Das Relief basiert auf Daten des Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA) an Bord des "Lunar Reconnaisence Orbiter" (LRO). Gravimetrische Messungen haben ergeben, dass die Mondkruste unter dem Becken nur etwa 15 Kilometer dick ist. Möglicherweise wurden bei dem Einschlag große Mengen von Krusten- und Mantelgesteinen herauskatapultiert. Ergänzende Computersimulationen deuten darauf hin, dass es kein typischer Hochgeschwindigkeitsaufprall war, sondern dass das Objekt verhältnismäßig langsam unter einem flachen Einfallswinkel von ungefähr 30 Grad einschlug.

Geologische Karte des Schrödinger-Beckens (Courtesy of NASA / Scott Mest)
Geologische Karte des Schrödinger-Beckens (Courtesy of NASA / Scott Mest)

Links: Das Schrödinger-Becken ist ein etwa 320 Kilometer durchmessender Einschlagskrater nahe des Mond-Südpols. Von der Erde aus ist es wegen seiner Lage auf der Rückseite des Mondes jedoch nicht zu sehen. Die NASA hat kürzlich die bislang genauste Karte des Beckens erstellt, die auf Daten des "Lunar Reconnaissance Orbiters", "Clementine" und "Lunar Prospector" basiert. Die geologische Karte des 3,8 Milliarden Jahre alten Beckens zeigt Strukturen ähnlich eines Flickenteppichs, welche zum einen auf den Einschlag und zum anderen auf vulkanische Aktivitäten zurückzuführen sind. So handelt es sich bei dem rot gefärbten Bereich um einen Vulkanschlot, der in der Frühzeit des Mondes aktiv war. Die beiden ringförmigen Strukturen entstanden durch den Aufprall eines 35 bis 40 Kilometer großen Meteoriten, als die tief liegenden Gesteinsschichten zurückfederten und dabei Wälle aufwarfen.

Höhenprofil von Tycho (Courtesy of NASA / Goddard Space Flight Center)
Höhenprofil von Tycho (Courtesy of NASA / Goddard Space Flight Center)
Krater Tycho (Courtesy of NASA / HST)
Krater Tycho (Courtesy of NASA / HST)

Links und oben: Der Strahlenkrater "Tycho" gehört wohl zu den auffälligsten Strukturen auf der erdzugewandten Seite des Mondes. Sein Durchmesser ist mit 85 Kilometern zwar relativ klein im Vergleich zu anderen Einschlagkratern, aber Tycho besitzt ein sehr markantes Strahlensystem, das problemlos mit bloßem Auge beobachtet werden kann. Manche der Strahlen verlaufen bis in eine Entfernung von 1.500 Kilometer vom Krater und prägen damit nahezu die gesamte südliche Hemisphäre. Die Landefähre der Apollo-17-Mission setzte in der Nähe eines dieser hellen Strahlen aus Auswurfmaterial auf.

Die mitgebrachten Bodenproben bestehen zu einem großen Teil aus Gestein, das durch die Hitzeeinwirkung zu Glas geschmolzen worden war und danach wieder erstarrt ist. Radiometrische Analysen bestätigten ein Alter von circa 108 Millionen Jahren. Wenn die untersuchten Proben tatsächlich aus dem direkten Einschlagsgebiet von Tycho stammen, dann würde er zu den jüngsten Kratern dieser Größenordnung gehören. Auch die imposanten Strahlen sprechen dafür, dass der Krater noch relativ jung sein muss, denn das Weltraumwetter (Sonnenwind usw.) sorgt dafür, dass die hellen Strahlen mit der Zeit verblassen, bis sie schließlich kaum noch vom Untergrund zu unterscheiden sind. Das nebenstehende Höhenprofil von Tycho und seiner Umgebung wurde ebenfalls aus Daten von LOLA an Bord des NASA-Orbiters LRO erstellt. Die terrassierten Randgebiete des Kraters treten durch die Farbcodierung besonders gut hervor. Der Boden von Tycho liegt durchschnittlich 4,7 Kilometer unter dem Niveau der Randzonen. Der ausgeprägte Zentralberg des Kraters ist rund zwei Kilometer hoch und bei guten Bedingungen mit einem Feldstecher auszumachen.

Mondkrater Copernicus (Courtesy of NASA / JPL / STScI)
Mondkrater Copernicus (Courtesy of NASA / JPL / STScI)

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Copernicus (Courtesy of NASA / JPL / USGS)
Copernicus (Courtesy of NASA / JPL / USGS)

Oben und links: Der Krater "Copernicus" liegt wie Tycho ebenfalls auf der sichtbaren Seite des Mondes, südlich vom Mare Imbrium, um genau zu sein. Auch er besitzt ein Strahlensystem, das allerdings nicht so ausgeprägt wie jenes von Tycho ist. Die Strahlen aus fortgeschleudertem Mondgestein und Staub erstrecken sich bis 500 Kilometer von Copernicus weg. Der Krater selbst ist mit einem Durchmesser von 93 Kilometern etwas größer als Tycho. Die obige Abbildung zeigt eine Detailansicht von Copernicus. Sie wurde mit der "Wide Field Planetary Camera 2" des Hubble-Weltraumteleskops aufgenommen. Weil das Hubble-Teleskop aber hauptsächlich für die Beobachtung weit entfernter Objekte angelegt ist, wären 130 Einzelaufnahmen nötig, um die komplette sichtbare Seite des Mondes darzustellen. Aus diesem Grund ist oben links der Bereich eingezeichnet, den das Hubble-Teleskop im Detail aufgenommen hat. Die Randbereiche von Copernicus sind von mehreren Terrassen und Zentralbergen gekennzeichnet, die auf der Großaufnahme gut hervortreten. Berechnungen zufolge war der eingeschlagene Asteroid zwischen 1,6 und zwei Kilometer groß. Auf dem Bild rechts ist Copernicus aus einer anderen Perspektive zu sehen. Man erkennt die Zentralberge und die relativ steilen Wälle im Randgebiet des Kraters. Links und rechts vom Krater befindet sich helles Auswurfmaterial.

Plato (Courtesy of NASA / LROC)
Plato (Courtesy of NASA / LROC)

Links: Plato liegt nördlich vom Mare Imbrium und unterbricht dort die Alpes Montes, eine Gebirgskette. Er ist mit 109 Kilometern Durchmesser noch einige Kilometer größer als Tycho und Copernicus. Charakteristisch für ihn ist sein flacher, dunkler Boden, welcher genau wie bei den Maria aus erstarrter basaltischer Lava besteht. Trotz seines Alters von etwa 3,2 bis 3,8 Milliarden Jahren gibt es erstaunlich wenige Einschlagkrater aus jüngerer Zeit in seinem Inneren. Lediglich vier Krater mit Durchmessern um die zwei Kilometer konnte man registrieren, hinzu kommen einige kleinere Krater. Platos Boden liegt rund 1.000 Meter unter dem durchschnittlichen Höhenniveau, während sich seine Randwälle bis zu 2.400 Meter über selbiges erheben. Am westlichen und nordwestlichen Kraterrand sind mehrere großfläche Hangrutschungen feststellbar. Das "Constellation"-Programm der NASA sah eine Landung nordöstlich von Plato vor, um dort verschiedene interessante geologische Formationen zu untersuchen, darunter beispielsweise das Auswurfmaterial. Ob das Vorhaben nach der Zusammenstreichung des Etats noch durchgeführt werden kann, ist unklar. Die Aufnahme wurde mit Hilfe der Lunar Reconnaissance Orbiter Camera (LROC) an Bord der gleichnamigen Mondsonde gemacht.

 

– Gruben / Höhlen / Tunnel / Gesteinsbrücken

Besondere Erwähnung verdienen auch diverse Strukturen auf der Mondoberfläche, die im Vergleich zu den obigen Kratern sehr klein sind. Es handelt sich um steilwandige Gruben, bei denen es sich vermutlich einst um Höhlen handelte, deren Decke irgendwann eingestürzt ist. Die japanische Mondsonde Kaguya hatte vor geraumer Zeit einige solcher eingebrochenen Höhlen entdeckt. Der Lunar Reconnaissence Orbiter (LRO) der NASA konnte ein paar davon kürzlich in wesentlich höherer Auflösung fotografieren, was neue Einblicke in ihr Inneres ermöglichte.

"Mare Tranquillitatis Pit" (Courtesy of NASA / GSFC / Arizona State University)
"Mare Tranquillitatis Pit" (Courtesy of NASA / GSFC / Arizona State University)

Links: Eine der fotografierten Mondgruben befindet sich im Mare Tranquillitatis. Anhand der Schattenwürfe bei unterschiedlichen Sonnenständen konnte man die Tiefe der nahezu senkrecht abfallenden Grube auf etwa 100 Meter schätzen. Ihr Durchmesser ist mit Angaben zwischen 105 und 115 Metern geringfügig größer. Wenn die Sonne fast im Zenit steht (so wie bei der Aufnahme), kann sogar der Boden der Grube untersucht werden, was im Hinblick auf die Entstehung solcher Höhlen interessant ist.

"Mare Ingenii Pit" (Courtesy of NASA / GSFC / Arizona State University)
"Mare Ingenii Pit" (Courtesy of NASA / GSFC / Arizona State University)

Links: Die beiden Aufnahmen zeigen eine weitere Mondgrube im Mare Ingenii. Der LRO hat sie zweimal fotografiert, als die Sonne von Ost nach West vorüberzog und die Schatten dementsprechend eine andere Richtung und Länge hatten. Die Grube ist mit rund 70 Metern nicht ganz so tief wie die oben genannte. Ihr Durchmesser ist mit 120 Metern an der breitesten Stelle jedoch etwas größer. Im linken Bild fällt in dem sonnenbeschienenen Bereich eine Abstufung des Randes auf, die auf mehrere unabhängige Lavaflüsse schließen lässt. Für Geologen wären solche Strukturen im wahrsten Sinne des Wortes eine richtige "Fund"Grube.

"Marius Hills Pit" (Courtesy of NASA / GSFC / Arizona State University)
"Marius Hills Pit" (Courtesy of NASA / GSFC / Arizona State University)
Natürliche Gesteinsbrücke im King-Krater (Courtesy of NASA/Goddard/ASU)
Natürliche Gesteinsbrücke im King-Krater (Courtesy of NASA/Goddard/ASU)

Links: Auf hochauflösenden Bildern des LRO hat man im September 2010 erstmals zwei natürliche Gesteinsbrücken ausgemacht. Während ähnliche Formationen auf der Erde durch wind- und wasserbedingte Erosionsprozesse entstehen, ist die Bildung von natürlichen Brücken auf dem Mond die Folge völlig anderer Vorgänge. Sie entstanden vor rund einer Milliarde Jahren, als sich bei einem Asteroideneinschlag das Mondgestein zunächst verflüssigte und ein Teil davon über den Kraterrand geschleudert wurde. Dort erstarrte die oberste Schicht anschließend. Das Gestein unter der erstarrten Oberfläche blieb jedoch noch flüssig, so wie bei einem abkühlenden gekochten Pudding. Das geschmolzene Gestein floss abwärts und ließ die erstarrte oberste Schicht zurück, welche an zwei Stellen einbrach und jetzt die beobachteten natürlichen Gesteinsbrücken bildet. Die Brücke auf dem Foto liegt im Randbereich des 76 Kilometer durchmessenden Kraters "King" auf der erdabgewandten Seite des Mondes. Sie überspannt 20 Meter, wobei ihr oberes Ende rund sieben Meter breit ist, und das untere Ende circa neun Meter Breite misst. Die zweite Brücke befindet sich unweit von der ersten und ist etwa halb so groß.

 

Aufbau

Aufbau des Mondes (Courtesy of NASA / Nicholas M. Short - Übersetzung astropage.eu)
Aufbau des Mondes (Courtesy of NASA / Nicholas M. Short – Übersetzung astropage.eu)

Links: Diese Abbildung zeigt eine schematische Darstellung vom inneren Aufbau des Mondes. Ein wichtiger Teil der Daten, um dieses Modell zu entwickeln, stammt zum einen von den Seismometern, welche von mehreren Apollo-Missionen auf der Mondoberfläche zurückgelassen wurden. Zum anderen basieren die gängigen Modelle auf Messungen des lunaren Gravitationsfeldes und verschiedener anderer Eigenschaften, etwa der chemischen Zusammensetzung des Mondgesteins. Dem gemeinhin akzeptieren Modell zufolge besitzt der Mond einen festen Kern, der stark eisenhaltig ist. Da man die genaue Zusammensetzung nicht kennt, schwanken die Angaben zu seiner Größe zwischen 400 und 1.000 Kilometer Durchmesser, wobei ein Durchmesser von rund 600 Kilometern als wahrscheinlich gilt. Wegen des enormen Drucks ist der Kern auch bei den herrschenden Temperaturen von 1.000 bis 1.500 Grad Celsius fest.
Er wird umschlossen von einem halbflüssigen äußeren Kern, über dem der relativ dicke Mantel liegt. Der Mantel besteht hauptsächlich aus dichten Basaltgesteinen und ist schätzungsweise 1.000 Kilometer dick. Zwischen ihm und der darüber liegenden Mondkruste liegt eine dünne Grenzschicht aus kaliumreichem Gestein, das zudem große Mengen Uran, Thorium und Phosphor enthält. Die Mondkruste selbst verfügt über keine homogene Dicke, sondern sie ist auf der erdzugewandten Seite mit etwa 70 Kilometern wesentlich dünner als auf der erdabgewandten Seite, wo sie rund 150 Kilometer dick ist.

Der Grund dafür ist in der gebundenen Rotation des Erde-Mond-Systems zu finden. In dieser Schicht finden auch die meisten Mondbeben statt, die im Extremfall die Stärke Fünf auf der Richterskala erreichen können. Mit Hilfe der von den Apollo-Missionen zurückgelassenen Seismometer lassen sich die Magnituden und die Häufigkeit der Mondbeben bestimmen. Durchschnittlich werden rund 3.000 Mondbeben pro Jahr registriert, wobei es alle 14 Tage zu einem gehäuften Auftreten kommt. Der Grund dafür sind die Gezeitenkräfte der Erde, die alle 14 Tage – am erdnächsten und am erdfernsten Punkt der Mondumlaufbahn – am stärksten wirken.

Die Werte für die Dicke der Mondkruste beziehen sich speziell auf dieses Modell vom inneren Aufbau des Mondes. Neueste Forschungsergebnisse lassen dagegen vermuten, dass die Kruste erheblich dünner ist. Gravitationsfeldmessungen der GRAIL-Zwillingssonden haben für die Dicke der Kruste Werte zwischen 34 und 43 Kilometern ergeben und noch andere Überraschungen zutage gefördert, etwa das Vorhandensein von mehrere hundert Kilometer langen Masseanomalien, die wahrscheinlich auf Strukturen aus erstarrtem Magma zurückzuführen sind (siehe auch: GRAIL-Sonden erstellen genaueste Gravitationskarte des Mondes). Die eigentliche Oberfläche wird, wie schon erwähnt, von einer Regolithschicht gebildet, die einige Meter dick ist.

Entstehung

Die Entstehung des Mondes ist nicht einfach zu erklären. Es gab im Laufe der letzten Jahrzehnte mehrere Theorien, von der jede zwar einige der beobachteten Eigenschaften (zum Beispiel das fast gleiche Sauerstoff-Isotopen-Verhältnis von Erde und Mond) erklären konnte, aber andere jedoch nicht. Das Ziel muss also sein, eine Theorie zu finden, die möglichst viele Fakten und Beobachtungen erklären kann. In Bezug auf den Mond ist dies zur Zeit die Kollisionstheorie: Demnach wurde die Proto-Erde in ihrer Frühzeit von einem Planetesimal getroffen. Der Einschlag des ungefähr marsgroßen Objekts verlief aber nicht frontal, sondern quasi wie eine Art Streifschuss seitlich in den Erdmantel hinein.

Computersimulationen lassen einen Aufprallwinkel von 45 Grad vermuten, wodurch sehr große Gesteinsmengen aus dem Erdmantel, der Erdkruste und des auftreffenden Objekts in den erdnahen Orbit geschleudert wurden. Dort sammelten sich die Trümmer in relativ kurzer Zeit und bildeten den Proto-Mond, der allerdings nur rund 60.000 Kilometer von der Erde entfernt war. Reibungseffekte durch die aufgrund der starken Gravitation deformierten Himmelskörper führten schließlich dazu, dass sich der Mond langsam von der Erde entfernte und jetzt dort seine Bahn zieht, wo wir ihn sehen.