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Astrophysik

Astrophysik

Die Astrophysik beschäftigt sich mit den physikalischen Grundlagen der Erforschung von Himmelserscheinungen. Die Wissensgebiete der Astrophysik und der Astronomie sind nicht strikt voneinander trennbar, sie betonen allerdings verschiedene Aspekte: Klassischerweise beschäftigt sich die Astronomie mit der Beobachtung, Messung und Vermessung von Himmelsobjekten (Cluster, Quasare, Galaxien, Nebel, Neutronensterne, Pulsare, Sterne, Planeten, Monde, Kometen, usw.) und der Interpretation der durch Beobachtung gewonnenen Messdaten bezüglich der Objekte selbst (Klassifizierung) sowie deren Entfernung, Lage usf.. Dem gegenüber beschäftigt sich die Astrophysik mit den physikalischen Prozessen, die die spezifischen beobachtbaren Himmelserscheinungen hervorrufen.

Klassische Teilgebiete der Astrophysik

- Physikalische Kosmologie (Kosmogonie, Entstehungsgeschichte des Universums)
- Entstehung und Evolution von Sternen
- Sonnenphysik
- Astroteilchenphysik
- Kosmochemie (chemische Evolution der Elemente)
- Gravitationsdynamik (Entstehung und Entwicklung von Galaxien)
- Schwarze Löcher
- Neutronensterne
- Entstehung und Evolution von Planetensystemen. (Exoplaneten)

Theoretische Astrophysik

Die Theoretische Astrophysik versucht anhand von Modellen Himmelserscheinungen vorauszusagen oder nachzubilden. Viele astrophysikalische Prozesse lassen sich durch partielle Differentialgleichungen beschreiben, für die nur in Ausnahmesituationen eine exakte analytische Lösung gefunden werden können. Eine weit verbreitete Methode in der Astrophysik sind daher numerische Berechnungen (Numerik) und Simulationen, die mit einem üblichen PC (2005) Tage bis Wochen dauern würden. In der Praxis wird daher oft auf Supercomputer oder Cluster zurückgegriffen. Die so gewonnenen Resultate versucht man durch Beobachtungen zu bestätigen.

Beobachtende Astrophysik

Wichtigste Methode ist dabei die Spektralanalyse von elektromagnetischer Strahlung, wobei sich der Beobachtungsbereich von Radiowellen (Radioastronomie) bis zu hochenergetischen Gammastrahlen über etwa 17 Zehnerpotenzen erstreckt. Von der Erde aus können außer sichtbarem Licht die Frequenzbereiche von Radiowellen und einige Teile des Infrarotbereichs beobachtet werden. Der größte Teil des infraroten Lichts, ultraviolettes Licht, sowie Röntgenstrahlung und Gammastrahlung können nur von Satelliten aus beobachtet werden, da die Atmosphäre der Erde als Filter wirkt. Klassifiziert man Sterne nach Spektralklassen und Leuchtkraftklassen, können sie in ein Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) eingetragen werden. Die Lage im HRD legt fast alle physikalischen Eigenschaften des Sterns fest. Zur Entfernungsbestimmung kann man das Farben-Helligkeits-Diagramm (FHD) benutzen. Neben einzelnen Sternen werden vor allem Galaxien und Galaxiencluster beobachtet. Hierfür werden erdgebundene Teleskope - oft auch zu Clustern zusammengeschaltet - sowie Weltraumteleskope wie etwa HUBBLE benutzt. Häufig werden auch Satteliten mit Detektoren und Teleskopen, z.B. HEGRA, gestartet. Daneben interessieren sich Astrophysiker auch für den kosmischen Strahlungshintergrund.

Verhältnis der Astrophysik zu anderen Teilgebieten der Physik

Im Gegensatz zu allen anderen Teilgebieten der Physik kennt die Astrophysik keine Laborexperimente. Die Genauigkeit, die etwa bei Messungen in der Kernphysik erreicht wird, ist in der Astrophysik systematisch ausgeschlossen. Störeffekte können kaum umgangen werden, wobei die Möglichkeit Teleskope im Weltraum zu stationieren bereits einen deutlichen Fortschritt darstellt. Echtzeitmessungen sind durch astronomischen Entfernungen hingegen physikalisch unmöglich. Trotz dieser grundsätzlichen Verschiedenheit zu allen anderen Teildisziplinen der Physik nutzen Astrophysiker Methoden aus anderen Gebieten der Physik, insbesondere aus der Kern- und Teilchenphysik (Detektoren zur Messung bestimmten Teilchen bei bestimmten Energien etwa). In der Theoretischen Astrophysik hingegen ist die Anlehnung an die Plasmaphysik besonders eng, da sich viele astronomische Erscheinungen wie etwa Sternenatmosphären oder Materiewolken in guter Näherung als Plasmen beschreiben lassen. Siehe auch: Geschichte der Astrophysik in der Antarktis, Portal:Physik, Portal:Astronomie Kategorie:Physik Kategorie:Astrophysik ja:天体物理学 ms:Astrofizik simple:Astrophysics

Beobachtung

Beobachtung bedeutet alltagssprachlich Überwachung, Observation, forschungsmäßige Untersuchung, Spionage.

Wissenschaftstheorie

Im Kontext von Wissenschaftstheorie und -geschichte ist der Begriff der Beobachtung deshalb zentral, weil im 20. Jahrhundert die Beobachterabhängigkeit aller Experimente, Urteile etc., d. h. schlicht aller Beobachtungen erkannt worden ist. Eines der wichtigsten Ergebnisse ist dabei die Formulierung der Unschärferelation durch Werner Heisenberg.

Beobachtungen zweiter Ordnung

Werner Heisenberg Beobachtungen zweiter Ordnung sind dabei Beobachtungen von Beobachtungen, also insbesondere das Unterscheiden von Unterscheidungen. Wenn ein Beobachter also prüft, wie ein anderer Beobachter unterscheidet, so liegt Beobachtung zweiter Ordnung vor. Offenbar ist Beobachtung zweiter Ordnung auch immer stets Beobachtung erster Ordnung. Beobachtung zweiter Ordnung ist Voraussetzung moderner Wissenschaft (sie macht den Kern aller wissenschaftlichen, insbesondere aller naturwissenschaftlichen Disziplinen aus). Als künstlerisches Thema erscheint die Beobachtung von Beobachtungen immer wieder im Bildwerk von Caspar David Friedrich, bei denen der Betrachter der Werke sehr häufig Personen im Vordergrund beobachten kann, die eine Landschaft o.ä. selber betrachten - nicht selten so platziert, dass sie mehr sehen können als er. (Vgl. Abb. rechts.)

Soziologie

Im Kontext der Beobachterabhängigkeit ist auch die teilnehmende Beobachtung in der Sozialforschung zu sehen.

Systemtheorie

Beobachtung ist ein zentraler Begriff in der Systemtheorie Niklas Luhmanns, der der Beobachterabhängigkeit Rechnung trägt. Beobachtung ist die Unterscheidung und anschließende Bezeichnung. Der Kern des Begriffs liegt also im Konzept der Differenz (Systemtheorie). Die Bezeichnung ermöglicht, die Unterscheidung gleichsam festzuhalten und für weitere Operationen (Anschlüsse) verfügbar zu machen. "Der Begriff der Beobachtung ist zentral für Luhmanns gesamte Theorie. Als Vorbedingung der Beobachtung gilt die Operation, sie ermöglicht erst den Vollzug der Beobachtung, aber nicht jede Operation ist eine Beobachtung. Luhmann unterscheidet weiter nach Beobachtungen erster und zweiter Ordnung: Beobachtung erster Ordnung ist bloßer operativer Vollzug der Einheit von Unterscheidung und Bezeichnung. Die Beobachtung erfolgt somit blind, was bedeutet, dass sie nur das sichtbar macht, was sie sichtbar macht. Bei Beobachtungen erster Ordnung geht es um das „was“ der Beobachtung. Ein Beobachter erster Ordnung beobachtet somit nur das, was er beobachtet. Unterscheiden und Bezeichnen laufen operativ als Einheit ab und können damit in der Operation des Beobachtens nicht unterschieden werden. Beobachtung zweiter Ordnung macht sichtbar, dass die Beobachtung erster Ordnung nur des-halb das sichtbar macht, was sie sichtbar macht, weil sie eine bestimmte Unterscheidung benutzt. Es wird jetzt sichtbar, wie etwas, also was unterschieden wird und dass nicht gesehen wird, dass sich dies so verhält." (Daniel Dorniok, Vom operativen Konstruktivismus zu Luhmanns Systemtheorie als selbstreferenziell-zirkulären Universaltheorietheorie und ihre Konsequenzen für Wissen und Wissenschaft, 2004 (http://www.hausarbeiten.de/faecher/vorschau/36662.html).

Geodäsie

Unter einer Beobachtung versteht man in der Geodäsie die Messung einer bestimmten Größe. Jede Beobachtung ist mit Fehlern behaftet. Ist die Beobachtung ein Element eines größeren beobachteten Systems (z.B. Höhennetz, Bündelblockausgleichung), dann werden diese Fehler mithilfe der Ausgleichungsrechnung minimiert. Kategorie:Wissenschaftstheorie Kategorie:Empirie ja:観測 th:การสังเกต

Vermessung

Vermessung wird einerseits als Synonym für Geodäsie, andererseits für das Messen bestimmter Größen benutzt. Vermessung ist die Erfassung des tatsächlichen und rechtlichen Bestandes von Teilen der Erdoberfläche. Die messtechnische Erfassung von Punkten, deren man zu einem bestimmten Zweck bedarf. Der Einsatz findet insbesondere zur vollständigen Neuaufnahme und Kartierung von Gebieten statt.

Ingenieurvermessung

Als Ingenieurvermessung bezeichnet man das Teilgebiet, der Vermessung das für das Bauen Komplexer Bauwerke wie Brücken und Tunnel benötigt wird.

Siehe auch

- Aufmaß, Bauaufnahme
- Wikiprojekt Geoinformatik

Weblinks

- http://www.katasteramt.de
- http://www.bdvi.de
- [http://www.ipi.uni-hannover.de/html/lehre/lehrveranstaltungen/vermbau/ Übersicht: Messverfahren (Uni Hannover)]
- http://www.geolist.de Kategorie:Geodäsie

Cluster

Cluster (engl. cluster = Traube, Bündel, Schwarm, Haufen) ist durch Einflüsse der Englischen Sprache als Lingua Franca und als Wissenschaftssprache, vor allem seit der Mitte des 20. Jahrhunderts, in wissenschaftliche und technische Begriffe eingeflossen und kann folgendes unterschiedliches bezeichnen:
- Cluster (Wirtschaft), ein Verband von mehreren Betrieben
- Cluster (Kreatives Schreiben)
- einen Sternhaufen
- einen Galaxienhaufen
- Cluster (Statistik), ein Nest in der Analyse bzw. Betrachtung von Daten (siehe auch unten: Clusteranalyse)
- Cluster (Physik), in der Physik ein mesoskopisches System, das im Übergangsbereich zwischen Einzelatomen/-molekülen und Kristall liegt
- Cluster (Biologie), viele Fledermausarten bilden im Winterquartier Cluster, um sich gegenseitig zu wärmen
- Cluster (Mathematik), eine drei- oder höherdimensionale geometrische Kugelpackung
- Cluster (Fernerkundung), bei Fernerkundungsdaten eine Zusammenfassung von Pixeln mit ähnlichem oder gleichem Reflexionsgrad
- Cluster (Satellit), den Eigennamen einer Klasse von Forschungssatelliten
- Cluster (Computer), einen Computercluster als ein Verband von Computern zur Leistungssteigerungen, um damit größere Berechnungen zu bewältigen
- Cluster (Programmiersprache), die Anfang der 90er auf dem Amiga-Computer eingesetzte Programmiersprache
- Cluster (Festplatte), eine logische Zusammenfassung von Blöcken auf einem Datenträger
- Cluster (Musik), in der Musik eine Sonderform des Akkords, bei dem die einzelnen Töne dicht nebeneinander liegen
- Cluster (Band), eine deutsche Band der 70er Jahre.
- Cluster (Browserspiel), Begriff ähnlich dem Stern- oder Galaxienhaufen, eine Gruppierung von Planeten, die von mehreren Spielern verwaltet werden, die meist im Cluster in einem Team spielen müssen Des Weiteren kommt Cluster auch in Begriffen, wieder des vornehmlich wissenschaftlich-technischen Bereichs, als Wortteil vor. Hier ist es unüblich nur das Wort Cluster im fachsprachlichen Kontext zu gebrauchen (So spricht der Neurologe nicht vom Cluster, wenn er sich mit seinem Kollegen über verschiedene Differenzialdiagnosen des Kopfschmerzes eines Patienten unterhält, sondern vom Clusterkopfschmerz. Der Statistiker mag dagegen sehr wohl Schau diesen Cluster! sagen, auf die Daten verweisen und sein Kollege versteht ihn.) Man kennt:
- den Metallcluster, in der Chemie. Nach der klassischen Definition eine Verbindung aus mindestens zwei Metallatomen, die durch Metall-Metall-Bindung miteinander verknüpft; siehe dazu auch oben: Cluster (Physik),
- den Clusterkoeffizient bei Netzwerken, in der Netzwerktechnik,
- den Clusterkopfschmerz in der Medizin, unser Beispiel von oben, auch Clusterschmerz
- die Clusteranalyse in der Statistik,
- den Portercluster, aus dem Englischen Porter´s Cluster, in den Wirtschaftswissenschaften durch Michael Porter
- die Clusterbombe, aus dem Englischen Cluster bomb. ja:クラスター

Quasar

Ein Quasar ist eine sehr leuchtstarke und meist weit entfernte aktive Galaxie.

Entdeckung und Namensgebung

Die Bezeichnung ist die Abkürzung für engl. "quasi-stellar radio source" (Quasistellare Radioquelle). Historisch bezeichnete sie kosmische Radioquellen die in den 1950er Jahren nicht mit Radiogalaxien identifiziert werden konnten, sondern in optischen Beobachtungen blau und sternförmig erschienen. 1963 stellte Maarten Schmidt fest, daß die Radioquelle 3C 273 kein naher Stern ist, sondern mit einer Rotverschiebung von 0.158 im Bereich ferner Galaxien liegt, also nur "quasi" sternartig ist. Spätere Beobachtungen zeigten, daß die hellen sternartigen Quasare doch in die Kerne von Galaxien eingebettet sind, die aber wegen der großen Entfernung schwach erscheinen. Durch die starke Rotverschiebung wurden Quasare aufgrund des kosmologischen Prinzips der Expansion des Weltalls als sehr weit entfernte Objekte erkannt. Diese Folgerung konnte seit der Entdeckung so genannter Gravitationslinsen unabhängig bestätigt werden. Quasare wurden inzwischen bis zu einer Rotverschiebung von 6.43 entdeckt. Die Bezeichnung QSO für "quasi-stellar object" schließt nicht nur die klassischen "radiolauten" Quasare ein, sondern auch "radioleise" Objekte mit schwacher Radioemission aber sonst ähnlichen Eigenschaften. Häufig wird aber der Begriff Quasar etwas ungenau für beide Klassen benutzt.

Physikalische Eigenschaften

Da Quasare trotz ihrer großen Entfernung relativ hell erscheinen, gehören sie zu den leuchtkräftigsten Objekten im Universum. Nur sehr kurzzeitig hell aufleuchtende Phänomene (Supernova, Gammastrahlenblitz) sind eventuell energiereicher. Quasare sind über weite Bereiche der elektromagnetischen Strahlung hell und haben charakteristische Spektren mit sehr breiten Emissionlinien, die Gas in rascher Bewegung anzeigen. Quasare gehören wie die schwächeren Seyfertgalaxien zur Klasse der aktiven Galaxien. Die Trennung anhand der Leuchtkraft ist rein historisch bedingt. Nach heutiger Annahme befindet sich im Zentrum aller Galaxien mit einem Bulge ein sehr massereiches Schwarzes Loch, das mehrere Millionen bis Milliarden Sonnenmassen umfassen kann. Aktive Galaxien unterscheiden sich von normalen Galaxien dadurch, daß dieses Schwarze Loch zur Zeit an Masse zunimmt, da Materie aus der umgebenden Galaxie (Interstellares Gas oder zerrissene Sterne) durch die Gravitation des Schwarzen Loches angezogen wird. Dieser Vorgang des Ansammelns von Materie wird in der Astronomie Akkretion genannt. Aufgrund der Drehimpulserhaltung bei der einfallenden Materie kann diese nicht direkt in das Schwarze Loch fallen, so dass sich um es herum eine Akkretionsscheibe bildet. Durch Reibung heizt sich diese Scheibe auf, wobei gleichzeitig Teile der Materie Drehimpuls verlieren und so in das Schwarze Loch fallen können. Die Emission der aufgeheizten Akkretionsscheibe ist das, was man als typische Strahlung des Quasars beobachtet. Sie kann eine Leuchtkraft ähnlich der von mehreren Milliarden Sternen erreichen und somit so viel Licht abstrahlen, wie die gesamte umgebende Wirtsgalaxie.
Senkrecht zur Ebene der Akkretionsscheibe kann aus bisher nicht endgültig geklärten Gründen Materie mit sehr hoher Geschwindigkeit in die umgebende Galaxie und den weiteren Weltraum ausgestoßen werden. Diese "Jets", (Materieströme, die immer in Paaren auftreten - auf jeder Seite des AGN einer), können dann im Radiowellenlängenbereich beobachtet werden. Man unterscheidet in diesem Zusammenhang Quasare in "radio-laute" und "radio-leise" Klassen, je nach Stärke der Radiostrahlung. Mittlerweile stellt sich heraus, dass es vermutlich keine wirklichen Klassen, sondern einen kontinuierlichen Übergang in Radioeigenschaften gibt.

Blazare

Man ordnet häufig die Untergruppe der radiolauten Quasare zusammen mit den BL_Lac-Objekten zur Gruppe der sogenannten "Blazare". Bei ihnen geht man von einer Orientierung der Beobachtungsachse zur Jetachse von wenigen Grad aus. Daher können bei diesen Objekten die Jets auch in den höchstenergetischen Bereichen des Spektrums "gesehen" werden. Mit den Experimenten EGRET (GeV-Bereich) und COMPTEL (MeV-Bereich) auf dem Compton Gamma Ray Observatory wurden zehn Objekte gefunden, die in beiden Bereichen des Spektrums leuchten. Eine ähnliche Verknüpfung wie zwischen Quasaren und Blazaren wird zwischen Quasaren und Radiogalaxien vermutet, bei denen die Jetachse fast senkrecht zur Beobachtungsachse liegt. Diese Beziehungen sind Beispiele "vereinheitlichter" Modelle, in denen verschieden Arten aktiver galaktischer Kerne durch unterschiedliche Beobachtungrichtungen auf gleichartige Objekte erklärt werden.

Multimedialinks

- Real Video: [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000312.rm Was ist ein Quasar?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri) Kategorie:Galaxie ja:クエーサー

Galaxien

(links oberhalb des Zentrums von M 31) und M 110 (unterer Bildrand)]] Als eine Galaxie (griechisch γαλαξίας, galaxías [männlich] - der milchige [Sternennebel], die Milchstraße) wird in der Astronomie allgemein eine gravitativ gebundene große Ansammlung von Materie wie Sternen und Sternsystemen, Gasnebeln, Staubwolken und sonstigen Objekten bezeichnet. Unsere Galaxie heißt auch die Galaxis oder die Milchstraße. In einer dunklen und klaren Nacht sehen die dicht gedrängten Sterne der galaktischen Scheibe tatsächlich wie eine Spur von verschütteter Milch aus.

Allgemeines

Die verschiedenen Galaxien sind durch große, weitgehend leere Zwischenräume voneinander getrennt. Aufgrund der letzten "Ultra-Deep-Field"-Aufnahmen des Hubble-Teleskops vom März 2004 kann man grob abschätzen, dass mit heutiger Technik von der Erde aus über 5
- 10¹⁰ (50 Milliarden) Galaxien theoretisch beobachtet werden könnten. Die Anzahl der Sterne in einer durchschnittlichen Galaxie wird mit etwa 10¹¹ (100 Milliarden) angenommen.

Einteilung

Haupt- und Untergruppen

Galaxien werden nach ihrer Form in verschiedene Haupt- und Untergruppen der so genannten Hubble-Klassifikation eingeteilt:
- Elliptische Galaxien werden nach ihrer numerischen Exzentrizität in die Klassen E0 (kreisförmig) bis E7 (stark abgeplattet) eingeteilt Die Zahl hinter dem E gibt die erste Nachkommastelle der Exzentrizität an, d. h. eine Galaxie der Klasse E7 hat die Exzentrizität 0,7. Exzentrizität
- lentikuläre (linsenförmige) Galaxien gehören der Klasse S0 an. Sie haben einen Kern, der dem der Spiralgalaxien entspricht, aber keine Spiralarme (Beispiel: M 102).
- Spiralgalaxien haben einen Kern und davon ausgehende Spiralarme. Sie werden weiter in die Klassen Sa, Sb und Sc unterteilt. Galaxien vom Typ Sa haben einen sehr ausgeprägten Kern (Beispiel: Sombreronebel). Der Typ Sc hat einen relativ schwachen galaktischen Kern und manchmal fast die Gestalt eines in sich verschlungenen "S" (Beispiel: der Dreiecksnebel). Zusammen mit den lentikulären Galaxien werden Sa, Sb und Sc auch als Scheibengalaxien zusammengefasst; von Laien werden sie meist Spiralnebel genannt.
- Balkenspiralgalaxien haben vom Zentrum ausgehend einen langen Balken, an den sich dann die Spiralarme anschließen. (Beispiel: M 109) Ebenso wie die Spiralgalaxien werden sie je nach der Ausprägung ihres Kerns in die Klassen SBa, SBb und SBc unterteilt. Es gibt Anzeichen, dass unsere Galaxis eine Balkenspirale ist.
- Irreguläre (unregelmäßige) Galaxien haben weder Spiralarme noch elliptische Form. Sie sind im Mittel leuchtschwächer als elliptische und Spiralgalaxien.

Sonderformen

Weiterhin gibt es Sonderformen von Galaxien, die sich nicht in obiges Schema einordnen lassen. U. a. sind dies:
- Zwerggalaxien sind Galaxien geringerer Helligkeit, sie sind viel zahlreicher als Riesengalaxien. Anders als bei diesen gibt es vor allem elliptische (dE), spheroidale (dSph) und irreguläre (dIrr) Zwerggalaxien. Zwerggalaxie
- Wechselwirkende Galaxien sind Begegnungen zwischen zwei oder mehreren Galaxien. Da man je nach Stadium der Wechselwirkung unterschiedliche Kerne und auch Gezeitenarme beobachten kann, passen auch diese Systeme nicht in das obige Klassifikationsschema.
- Als aktive Galaxien bezeichnet man i. A. eine Untergruppe von Galaxien mit einem besonders hellen Kern (engl. auch AGN, Active Galactic Nucleus genannt). Diese hohe Leuchtkraft deutet sehr wahrscheinlich auf ein aktives massereiches Schwarzes Loch im Zentrum der Galaxie hin. Zu dieser Gruppe zählen:
- Radiogalaxien strahlen sehr viel Synchrotronstrahlung im Bereich der Radiowellen ab und werden daher auch mit Hilfe der Radioastronomie untersucht. Oft beobachtet man bei den Radiogalaxien bis zu zwei Materieströme, so genannte Jets.
- Seyfertgalaxien haben einen sehr hellen, sternförmigen Kern und zeigen im Bereich des visuellen Spektrum prominente Emissionslinien.
- Quasare sind die Objekte mit der größten absoluten Helligkeit, die beobachtet wurden. Aufgrund der großen Entfernung dieser Objekte kann man nur deren kompakten, sternförmigen Kern beobachten.
- Polarring-Galaxien beschreiben recht seltene Ergebnisse der Verschmelzung zweier Galaxien. Durch gravitative Wechselwirkung kamen sich hierbei zwei Galaxien so nahe, dass oftmals der masseärmere Wechselwirkungspartner zerrissen wurde und dessen Sterne, Gas und Staub im Schwerefeld der anderen Galaxien eingefangen werden. Dabei ergibt sich, abhängig von der Orientierung des Zusammenstoßes, mitunter auch ein Ring aus Sternen, der wie ein zusätzlicher Spiralarm eine Galaxie umgibt. Da dieser Ring meist senkrecht zur Galaxienhauptebene ausgerichtet ist, spricht man von Polarring-Galaxien. Es gibt hierbei ebenfalls anzeichen, dass unsere Galaxie einen solchen Polarring besitzt.
- Gezeitenarm-Galaxien (tidal dwarf galaxies, TDG) sind Galaxien, die in einem anti-hierarchischen Prozess gebildet werden. Sie entstehen bei der Wechselwirkung zweier gasreicher Galaxien in langen Gezeitenarmen aus Gas und Staub.
- Starburst-Galaxien sind Galaxien mit einer sehr hohen Sternenstehungsrate und der daraus folgenden intensiven Strahlung. Ein gut erforschter Typ dieser Galaxienart ist M 82.

Entstehung und Entwicklung

Der Mikrowellenhintergrund gibt die Materieverteilung des Universums 380 000 Jahre nach dem Urknall wieder. Damals war das Universum noch sehr homogen: Die Dichtefluktuationen lagen in der Größenordnung von 1 zu 10^-5. Im Rahmen der Kosmologie kann das Anwachsen der Dichtefluktuation durch Gravitationskollaps beschrieben werden. Dabei spielt vor allem die Dunkle Materie eine große Rolle, da sie gravitativ über die baryonische Materie dominiert. Unter dem Einfluss der Dunklen Materie wachsen die Dichtefluktuationen, bis sie zu dunklen Halos kollabieren. Das Gas fällt in diese Halos, verdichtet sich, und es kommt zur Bildung der Sterne. Die Galaxien beginnen sich zu bilden. Die eigentliche Galaxienbildung ist aber unverstanden, denn die gerade erzeugten Sterne beeinflussen das einfallende Gas, was eine Simulation schwierig macht. Nach ihrer Entstehung haben sich die Galaxien weiter entwickelt. Die Beobachtung von hochrotverschobenen Galaxien ermöglicht es, diese Entwicklung nachzuvollziehen. Ein Modell der Galaxienentstehung geht davon aus, dass die ersten Gaswolken sich durch Rotation zu Spiralgalaxien entwickelt haben. Elliptische Galaxien entstehen nach diesem Modell erst in einem zweiten Stadium durch die Kollision von Spiralgalaxien. Spiralgalaxien wiederum können nach dieser Vorstellung dadurch anwachsen, dass nahe (Zwerg-)Galaxien in ihre Scheibe stürzen und sich dort auflösen (Akkretion). Die Beschreibung der Entwicklung von Galaxien ist als aktueller Forschungsgegenstand noch nicht abgeschlossen. Auch wenn es bei Spiralgalaxien so aussieht, als würde die Galaxie nur innerhalb der Spiralarme existieren, so befinden sich auch in weniger leuchtstarken Teilen der Galaxien-Scheibe verhältnismäßig viele Sterne. Eine Galaxie rotiert nicht starr wie ein Rad; vielmehr laufen die einzelnen Sterne aus den Spiralarmen heraus und hinein. Die Spiralarme sind sichtbarer Ausdruck stehender Dichtewellen (etwa wie Schallwellen in Luft), die in der galaktischen Scheibe umherlaufen. In den Armen ist die Materiedichte erhöht, so dass dort verhältnismäßig viele helle, blaue und kurzlebige Sterne aus dem interstellaren Medium neu entstehen. Dadurch erscheinen die Spiralarme heller als ihre Umgebung. Siehe auch: Astronomisches Objekt - Halo - Hubble-Sequenz - Liste der hellsten Galaxien

Weblinks

Artikel

- [http://www.mpa-garching.mpg.de/mpa/pub_resources/pop_science/physik_journal_galaxien.pdf Die Entstehung der Galaxien] (PDF)

Bilder

- http://home.ccc.at/heinzscs/bilder1.htm
- http://www.mpa-garching.mpg.de/~felix/Sterne/hubble_small.jpg - Bild

Videos

Real Video Streams (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990606.rm Wie entstehen Galaxien?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000213.rm Wie entstehen Galaxienhaufen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=001217.rm&g2=1 Stoßen Galaxien zusammen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=030105.rm Was ist eine Ring-Galaxie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=041124.rm Was sind Polarring-Galaxien?] Kategorie:Galaxie ja:銀河 ko:은하 ms:Galaksi simple:Galaxy th:กาแล็กซี

Nebel

im Vordergrund]] Unter Nebel (althochdeutsch nebul über lateinisch nebula von griechisch nephele „Wolke“) versteht man in der Meteorologie fein verteilte Wassertröpfchen, die durch Kondensation in feuchtegesättigter Luft entstanden sind. Technisch gesehen ist Nebel ein Aerosol. Erst bei einer Sichtweite von weniger als einem Kilometer wird von Nebel gesprochen. Sichtweiten von einem bis vier Kilometern gelten als Dunst. Nebel wie Dunst unterscheiden sich von Wolken nur durch ihren Bodenkontakt, sind jedoch ansonsten nahezu identisch zu ihnen. Einen Nebel in räumlich sehr begrenzten Gebieten bezeichnet man als Nebelbank. Als Nebeltag bezeichnet man einen Tag, an dem mindestens einmal ein Nebel aufgetreten ist.

Allgemeine Entstehungsbedingungen und Eigenschaften

Nebeltag Nebel entsteht, wenn sich wassergesättigte Luft abkühlt. Da die Sättigungsmenge der Luft hierbei sinkt, kann diese nicht mehr so viel Wasser aufnehmen und der Überschuss kondensiert in kleinen Tröpfchen aus. Dies wird noch beschleunigt, wenn Kondensationskerne vorhanden sind, an denen sich das Wasser aus der Luft anlagern kann. So kann dann auch, vor allem bei entsprechender Luftverschmutzung, eine Mischung aus Nebel und Rauch-, Ruß- und anderen Partikeln entstehen, der Smog. Der meiste Nebel entsteht im Winterhalbjahr in der Nähe von Gewässern, da in dieser Jahreszeit die Sonne tagsüber Wasser verdunstet, die Luft sich abends aber so stark abkühlt, dass das Wasser wieder kondensiert. Wenn es im Sommer plötzlich zu einem Kaltlufteinbruch kommt, kann auch in dieser Zeit Nebel auftreten, was jedoch nicht allzu häufig geschieht. Wenn Nebel bei Temperatur über 0 °C an Pflanzen und anderen Gegenständen kondensiert, so entsteht Tau. Liegt die Temperatur unter dem Gefrierpunkt, so kann sich Reif absetzen. Die Tröpfchengröße innerhalb eines Nebels ist mit wenigen hunderstel Millimetern wesentlich geringer als in einer typischen Wolke. Sie entscheidet darüber, ob ein Nebel nässend ist oder nicht. Ist er leicht nässend, so handelt es sich um eine Tröpfchengröße von im Mittel 10 bis 20 μm, bei dichtem Nebel sind es eher 20 bis 40 μm. In Einzelfällen wurden auch schon Tröpfchengrößen von 100 μm festgestellt, dies ist aber eine Ausnahmeerscheinung. Die letztliche Dichte des Nebels beträgt etwa 0,01 bis 0,3 Gramm Wasser je Kubikmeter Luft. Bei einer Sichtweite von 500 bis 1000 Metern spricht man von einem leichten, bei 200 bis 500 Metern von einem mäßigen und bei unter 200 Metern von einem starken Nebel.

Formen

Die Hauptnebelformen nach ihrer Entstehung sind:
- Strahlungsnebel,
- Advektionsnebel,
- Orographischer Nebel,
- Mischungsnebel und
- Eisnebel. Auch eine Unterscheidung nach Boden- und Hochnebel ist möglich, wobei der Bodennebel unter der Augenhöhe des Beobachters mit einer Sichtweite von dadurch mehr als einem Kilometer liegt. Es ist auch möglich den Bodennebel als Nebel mit Bodenkontakt zu definieren, was jedoch redundant ist. Ein so genannter Hochnebel mit fehlendem Bodenkontakt stellt daher auch eine niedrige Wolken vom Typ Stratus und keinen Nebel im eigentlichen Sinne dar. Nur bei einigen Zwischenstadien von Nebeln, die an ihrer Basis aufgelöst wurden oder im Begriff sind sich auf Bodenhöhe zu senken, spricht man auch in der Meteorologie von einem Hochnebel.

Strahlungsnebel

Stratus Stratus] Strahlungsnebel entstehen in Folge der nächtlichen Ausstrahlung der Erdoberfläche und treten daher vor allem im Herbst und im Winter bei windschwachen Wetterlagen auf. Sie sind meist mit einer Strahlungsinversion verbunden. Da sie auf einer Abkühlung der Luft bei gleichbleibender oder vernachlässiger Schwankung der absoluten Luftfechtigkeit basieren, rechnet man sie auch zu den Abkühlungsnebeln. Besonders in unbewölkten Nächten können sich die bodennahen Luftschichten stark abkühlen. Dadurch kondensiert der Wasserdampf in der Luft und es bildet sich ein schwacher, oft mehrschichtiger und kaum über eine Höhe von 100 Meter reichender Nebel mit vergleichsweise geringer Tröpfchengröße. Am Vormittag löst sich dieser Nebel meistens rasch auf, da die hohe spezifische Oberfläche ihrer Tropfen aufgrund des dann geringen Sättigungsdampfdrucks eine rasche Verdunstung ermöglicht. Nur im Winter ist die Einstrahlung der Sonne bisweilen nicht stark genug, um den Nebel aufzulösen. Das neblig-trübe Wetter bleibt dann in den Niederungen oftmals tagelang erhalten. Strahlungsnebel sind sehr instabile Gebilde und lösen sich in der Regel so schnell auf, wie sie gekommen sind. Sie fallen meist als Frühnebel auf, ihre Anfänge können jedoch durchaus schon im späten Nachmittag des Vortages liegen. Ob ein Strahlungsnebel entsteht oder nicht, ist dabei oft eine Frage von wenigen Zehntel Grad Celsius. Die Häufigkeit, Dichte und Mächtigkeit dieses Nebelart unterliegt daher großen Schwankungen. Die Vorhersagbarkeit des Phänomens ist dementsprechend vergleichsweise gering, wenn er auch so häufig ist, dass sich ein Tagesrhythmus ausbilden kann. Das Auftreten eines Strahlungsnebels ist dabei ein Signal für tiefe Temperaturen, insbesondere zeigen sich bei Kaltlufteinschlüssen in Geländeniederungen typischerweise abgeschnittene Nebelteppiche mit scharfen Konturen, die man dann auch als Talnebel bzw. bei sehr starker Ausprägung als Nebelmeer bezeichnet. Mit einer sehr geringen Albedo von bis zu 0,90 zeigt Nebel allgemein ein außerordentliche Fähigkeit zur Reflexion des einfallenden Sonnenlichts. Diese steht in der Regel in einem scharfen Kontrast zur Umgebung mit einer Albedo von typischerweise etwa 0,2 bis 0,3. Die Folge ist gerade bei Strahlungsnebeln eine Tendenz zur Selbsterhaltung, denn die niedrigen Temperaturen, die erst zu seiner Entstehung geführt haben, werden durch die nun rapide abfallende Globalstrahlung noch weiter gesenkt bzw. am Ansteigen gehindert. Auch ist die Ausstrahlung der Wassertröpfchen selbst besonders groß, was ein nächtliches Temperaturminimum an der Nebeloberseite zur Folge hat. Bei einer stabilen Schichtung der Atmosphäre am Boden und einer Inversion in der Höhe, also einer Fumigation, sammeln sich an der Inversionsgrenze verstärkt Partikel unterschiedlichster Art an. Dieser in einiger Höhe befindliche Dunst kann mit seiner hohen Albedo nun nicht nur nebelerhaltend, sondern sogar nebelerzeugend wirken. Der Nebel, zunächst sogar streng genommen noch eine Wolke, sinkt dabei allmählich aus der Höhe der Inversion zum Erdboden hin ab und hält hier oft tagelang an.

Advektionsnebel

Fumigation] Ein Advektionsnebel oder Berührungsnebel ist eine weitere Form des Abkühlungsnebels, die in Mitteleuropa üblicherweise im Winter auftritt. Sie liegt darin begründet das feuchte Warmluft vom Süden in die kälteren Gebiete des Nordens strömt und dabei eine bodennahe Kaltluftschicht aufwirbelt. Die Warmluft wird dabei abgekühlt, weshalb in der Folge zur Kondensation und damit Tröpfchenbildung kommt. Der zugrundeliegende Effekt ist also eine Advektion (Heranführung) von Luftmassen. Wenn dann eine Hochdrucklage entsteht, kann dieser Nebel Tage bis Wochen überdauern, ohne von der Sonne aufgelöst werden zu können. Erst bei einem weiteren Luftaustausch verschwindet er wieder, denn es handelt sich nicht nur um die langanhaltendste Nebelform, auch Mächtigkeiten von mehreren hundert Metern sind keine Seltenheit. Ein Sonderfall des Advektionsnebels ist der Küsten oder Seenebel. Die Wasseroberflächen sind besonders im Frühling meist deutlich kühler als die Landoberflächen. Kommt es dann zu einer Advektion der über dem Land befindlichen warmen Luftmassen entgegen des Luftdruckgefälles, so kühlen sich diese über dem Wasser schnell ab. Die nach Erreichen des Taupunkts gebildeten Wassertropfen lagern dann als dünne Nebelschicht über der Wasserfläche. In Deutschland ist diese Nebelform vor allem im Spätfrühling an der Ostsee anzutreffen. Ebenso können unterschiedlich temperierte Meeresströmungen zu einem Advektionsnebel führen, sofern die Luft von der warmen zur kalten Wasseroberfläche strömt. Diese Erscheinung zeigt sich zum Beispiel in Neufundland, also bei Kontakt des Labradorstroms mit dem Golfstrom (Neufundlandnebel). Auch in den Aleuten tritt sie durch den Kontakt von Oyashio und Kuroshio häufiger auf. Auch in Upwelling-Bereichen kommt es häufig zur Nebelbildung, zum Beispiel mit dem Kalifornienstrom, dem Humboldtstrom oder dem Benguela-Strom. Eine letzte Form bildet schließlich eine in Richtung von Inlandeismassen gerichteter Luftstrom, meist vom Meer her. Hier kommt es ebenfalls zu einer Abkühlung der Luftmassen und es entsteht zum Beispiel der Grönlandnebel. In einer geringeren Ausprägung zeigt sich dieser Effekt auch bei weniger extremen Gegensätzen, zum Beispiel bei einer ungleichmäßig einsetzenden Schneeschmelze.

Bergnebel

Schneeschmelze Ein Bergnebel oder in seiner meteorologisch exakten Bezeichnung orographischer Nebel bildet sich dann, wenn feuchte Luft unter adiabtischer Abkühlung an Hängen aufsteigt. Er wird daher auch zu den Abkühlungsnebeln gezählt, die Abkühlung erfolgt hier jedoch aufgrund der Erniedrigung des Luftdrucks und nicht über die Ausstrahlung oder Advektion. Zu dieser Nebelform kommt es nur dann, wenn das Kondensationsniveau unterhalb des Gipfels bzw. Grats liegt. Stabile orographische Nebel existieren überall dort, wo eine ebenso stabile Windströmung beständig Luftmassen an ein Gebirge führt. Dies ist vor allem in Regionen mit Passateinfluss der Fall, also zum Beispiel in den südlichen Anden oder in Somalia, Madagaskar und Sansibar. Sie treten auch in den Alpen und deutschen Mittelgebirgen auf, dann jedoch meist nur bei einzelnen Wetterlagen über kurze Zeiträume. Einen Nebel der durch Aufwinde entsteht bezeichnet man hingegen als Hangnebel.

Verdunstungsnebel

Mittelgebirge] Im Gegensatz zu den bisherigen Nebelformen, die allesamt mit einer Abkühlung verbunden waren, handelt es sich bei dem Verdunstungsnebel um eine Nebelart, die durch die Erhöhung der absoluten Luftfeuchtigkeit hervorgerufen wird. Dies wird durch eine verstärkte Verdunstung erreicht, während die Temperatur des Luftpakets konstant bleibt bzw. sich nur unmaßgeblich ändert. In der Natur tritt dies vor allem bei herbstlich warmen Seen auf, wobei man dann von einem Dampfnebel spricht (auch Fluss- oder eingeschränkt Seenebel). Auch wenn feuchte Luft gemäßigter Temperaturen über eine Schneedecke oder einen gefrorenen Boden streicht und durch deren Erwärmung die Verdunstungsrate steigert, kann eine solche Nebelart entstehen. Diese spezielle Form bezeichnet man als Tauwetternebel. Eine Sonderform bilden die Frontnebel, die sich vorwiegend als schmale Nebelstreifen an einer Warmfront bilden. Sie werden durch Regen hervorgerufen, der in kältere Luftmassen fällt und dabei teilweise verdunstet.

Mischungsnebel

Ein Mischungsnebel ist eine weitere Nebelform, die nicht den Abkühlungsnebel zuzurechnen ist. Er wird durch die Durchmischung von Luftmassen unterschiedlicher Temperaturen hervorgerufen und tritt vor allem in herbstlich kühlen Nächten über noch im Vergleich zur Umgebung wärmeren Gewässern auf, die dann zu „dampfen“ scheinen. Seine typisch wirbelartigen Formen entstehen durch einen mehrstufigen Prozess. Zunächst dringt kältere Luft von außerhalb auf das Gewässer vor und erwärmt sich über diesem. Dies hat zunächst eine Senkung der relativen Luftfeuchtigkeit zur Folge, da warme Luft mehr Wasserdampf aufnehmen kann als feuchte Luft. In der Folge kommt es jedoch über die Verdunstung wieder zu einem Anstieg der relativen Luftfeuchte. Die inzwischen hohen Temperaturen der Luft führen dabei zu einer labilen Atmosphärenschichtung und es setzen folgich konvektive Vertikalbewegungen ein, die Luft steigt also. Es kommt zur Durchmischung mit der weiter oben gelegenen und nicht von der Wasserfläche erwärmten Umgebungsluft. Da die Lufttemperatur des aufsteigenden Luftpakets dabei stark abnimmt, steigt die relative Luftfeuchtigkeit nun rasant an und es kommt recht schnell zur Kondensation. Da die entstehenden Wassertröpfchen in den Luftturbulenzen starken Bewegungen unterliegen, entsteht für den Beobachter der Effekt des See- oder Meerrauchens. Da die erwärmte Luftschicht meist sehr dünn ist sind auch diese Effekte meist nur bis in eine Höhe von weniger als einem Meter beobachtbar. Sehr großflächig zeigt sich dies bei warmen Meeresströmungen, die bis in kältere Gebiete reichen, zum Beispiel der Golfstrom an der Küste Skandinaviens. Der gleiche Effekte zeigt sich auch in anderen Zusammenhängen, meist bei einer starken Sonneneinstrahlung und der damit verbundenen hohen Verdunstungsrate im Anschluss an einen Regenschauer. Hier können Hausdächer, Straßen und auch die Erdoberfläche Dampfschwaden bilden.

Eisnebel

konvektive Beim Eisnebel schweben im Gegensatz zu normalem Nebel keine Wassertöpfchen, sondern kleine Eiskristalle in der Luft. Dies entsteht, wenn der Wasserdampf in sehr kalter Luft von in der Regel unter -20 °C direkt zu Eiskristallen sublimiert, das heißt ohne den Umweg über die Kondensation zu flüssigem Wasser. In der Natur ist dies zum Beispiel am Polarmeer zu beobachten, die Erscheinung zeigt sich jedoch auch in den Fjorden Norwegens und in Alaska recht häufig.

Beobachtung

Bei der Beobachtung von Nebel kann sich auf eine Vielzahl von Parametern beziehen und auch durch eine Vielzahl von Methoden erfolgen, zielt aber im Wesentlichen auf die folgenden Größen ab: Nebelhäufigkeit, Zeitpunkt und Dauer des Auftretens, Nebeldichte sowie vertikale und horizontale Erstreckung des Nebels. Diese Größen können lokal für eine Messstation oder regional auf Basis mehrerer Einzelmessungen bestimmt werden. Als Maß für die Nebeldichte und damit das wichtigste Kriterium eines Nebels, über das sich bei fortwährender Beobachtung auch Nebelhäufigkeit und Dauer ergeben, dient im Regelfall die Sichtbeeinträchtigung eines Beobachters mit Blickrichtung zum Azimut. Gerade bei regelmäßigen Messungen von Flug- und Seehäfen bedient man sich jedoch automatisierter bzw. elektronischer Messverfahren, zum Beispiel Transmissometer, ASOS (automated surface observing system) und Fernerkundungsdaten. Letztere beinhalten Satelliten- Radar- und Lidarmessungen und können auch die Ausdehnung des Nebels erfassen. Dies gilt insbesondere für Satellitendaten, die mit zunehmender Verbesserung der Auflösung immer mehr Bedeutung gewinnen. Sie sind jedoch auch nicht unproblematisch, da im Infrarotbereich ein Minimum an Temperaturunterschieden notwendig ist und der Nebel im sichtbaren Bereich durch Wolken verdeckt werden kann. Auch benötigt die Auswertung von Satellitenmessungen eine gewisse Zeit, weshalb sie für kurzfristige Vorhersagen zur Wetterentwicklung nicht geeignet sind. Über Radar besteht hingegen die Möglichkeit, über die Variation von Brechzahlen die Temperaturinversionen der Atmosphäre zu messen, was in Bezug auf die Prognose der Nebelentstehung genutzt werden kann. Lidar ermöglicht es im Gegenzug auch kleinere Tröpfchen zu erfassen. In der Synoptik nutzt man die folgenden durch die WMO definierten Symbole zur Codierung eines nebligen Wetterzustands innerhalb einer Wetterkarte. Der zugeordnete Zahlenschlüssel unterhalb des Symbols gilt sowohl für den Synop-Code als auch für den METAR.

Bedeutung und Anwendungen

Meteorologie

METAR METAR METAR In der Meteorologie hat der Nebel recht unterschiedliche Bedeutungen. Je nach Entstehung kann er als Anzeichen einer bestimmten Wetterlage interpretiert werden und ist damit ein wichtiges Hilfsmittel der Wetterbeobachtung. Durch seine hohe Albedo hat er jedoch auch einen lokalen Einfluss auf die Strahlungsbilanz, was zum Beispiel im Zusammenhang mit Frost wichtig ist. Einen eher ästhetische Bedeutung besitzt der Nebelbogen, eine Sonderform des Regenbogens bei kleinen Tröpfchengrößen.

Verkehr

In der Verkehrsmeteorologie spielt der Nebel auch durch die Einschränkung der Sichtweite und die damit verbundene Wirkung vor allem auf den Straßenverkehr eine Rolle. Besonders plötzlich auftretende Nebelbänke sind eine häufige Ursache von Autounfällen und insbesondere schwerer Massenkarambolagen, weshalb auch bei dichtem Nebel der Einsatz von Nebelschlussleuchten vorgeschrieben ist. Zusätzlich wird die Geschwindigkeitswahrnehmung beeinflusst, so dass es bei unzureichender Nutzung des Tachometers gerade im Nebel zu erhöhten Geschwindigkeiten kommen kann. Auch die nebelbedingte Feuchte der Fahrbahn kann zu gefährlichen Situationen führen. Bei schwerwiegenden Unfällen traten meist alle Faktoren zusammen auf. Aus diesem Grunde ist vor allem eine Reduktion des Geschwindigkeit und damit des Bremswegs erforderlich, wobei dieser weniger als die Hälfte der Sichtweite betragen sollte. Bei Schiffen und Flugzeugen haben sich Radaranlagen bewährt, wobei Nebel in der Vergangenheit mehrmals zu schwerwiegenden Kollosionen führte. Dies zog nach sich, dass vor allem der Schiffsverkehr oft völlig zum erliegen kam, was bei Sichtweiten unter rund 500 Meter aus Sicherheitsgründen auch heute noch häufig der Fall ist. Gerade bei kleineren Schiffen und Flugzeugen ohne entsprechende Technologie besteht die nebelbedingte Kollisionsgefahr allerdings nach wie vor. Eine bedeutende Katastrophe, bei der Nebel wohl eine der Hauptursache darstellte, war die Kollision der Schiffe Andrea Doria und Stockholm im Jahr 1956, bei der 52 Menschen starben. Neben diesen eher seltenen Ereignissen steht jedoch der wirtschaftliche Schaden im Vordergrund, da eine Einstellung oder zumindest Verlangsamung des Schiffsverkehrs erhebliche finanzielle Belastungen zur Folge hat. Um auch bei geringen Sichtweiten einen möglichst sichere Navigation zu ermöglichen, finden daher Nebelhörner und Nebelbojen als Seezeichen Anwendung. Im Luftverkehr erschwert Nebel aufgrund ausgereifter Technologien zwar weniger den Flugverkehr selbst, hat jedoch erhebliche Folgen wenn er auf Flugplätzen eine Sichtweite von etwa 1,2 Kilometern unterschreitet. Erhebliche Verspätungen können die Folge sein, oft durch den Ausfall eines gesamten Flughafens. Auch in ähnlichen Situationen kann Nebel von Bedeutung sein, so zum Beispiel bei militärischen Operationen, Rettungsmissionen oder für Betrieb eines Weltraumbahnhofs. So mussten beispielsweise die Starts von Shuttlemissionen von Cap Canerval desöfteren aufgrund von Nebel verschoben werden. Auch die Landung in der Normandie 1944 oder der Einsatz von UN-Truppen in Tuzla 1995 wurde durch nebliges Wetter verzögert.

Umweltverschmutzung und Schadstoffausbreitung

Nebel besteht zwar aus Wassertröpfchen, doch handelt es sich dabei keineswegs um reines Wasser. Es können eine Vielzahl von Stoffen in ihm gelöst sein, für die der Nebel bzw. dessen Tröpfchen ein Verbreitungsmedium darstellt. So hatte Nebel in Kombination mit schwerer Luftverschmutzung einen wichtigen Anteil an Smog-Katastrophen wie 1930 in Belgien, 1948 in Pennsylvania und besonders 1952 in London. Er stellt jedoch auch unabhängig von derlei Extremereignissen ein Problem dar, zum Beispiel in Kombination mit Öl- und Waldbränden. Dabei werden durch diese Schadstoffe oft erst die Kondensationskerne zur Verfügung gestellt an denen sich der Nebel bilden kann, was auch der wesentlichste Grund ist, weshalb sich London in der Vergangenheit besonders nebelreich zeigte. Der Übergang zum trockenen Dunst ist dabei in vielen Fällen fließend.

Kunstnebel

Künstlich lässt sich Nebel entweder durch gezielte Übersättigung von Luft mit Wasser herstellen oder direkt durch feines Versprühen von Flüssigkeit. Der meiste künstlich erzeugte Nebel oder besser Dunst ist dabei ein Nebenprodukt mit geringer Überlebensdauer. Gerade im Winter sind führen die meist warmen Abgase von Fabriken und Fahrzeugen zur Bildung kleineren Nebelmengen, die jedoch im Regelfall sehr schnell wieder verdunsten. Will man Nebel dagegen absichtlich erzeugen, verwendet man meist Nebelmaschinen. Derartiger Kunstnebel wird in der Theater- und Veranstaltungstechnik auf verschiedene Arten erzeugt. Je nach der gewünschten Beschaffenheit des Nebels werden verschiedene Techniken und Maschinen verwendet:
- Feiner Dunst um die Lichtkegel von Scheinwerfern besser sichtbar zu machen, sog. Haze.
- Dichter Effektnebel, meist punktuell und kurzzeitig eingesetzt.
- Bodennebel für einen dichten Nebelteppich in Bodennähe. Eine wissenschaftliche Anwendung künstlichen Nebels ist die Nebelkammer. Diese nützt aus, dass ionisierende Strahlung Kondensationskeime bildet, an denen sich besonders viele Wassertröpfchen bilden. Schnelle durchfliegende Teilchen erzeugen dadurch entlang ihrer Flugbahn einen Streifen dichteren Nebels. Die Teilchen werden durch ein Magnetfeld unterschiedlich abgelenkt, so dass sie anhand ihrer Flugbahn identifiziert werden können.

Weinbau

Nebel ist auch in der Weinbereitung von Bedeutung: der wärmere Fluss Ciron ergießt sich südöstlich von Bordeaux in die kühlere Garonne; im Oktober und November entsteht dann der Nebel, der das Wachstum des Pilzes Botrytis Cinerea fördert, der die Beerenhäute der Trauben löchert, Wasser aus den Trauben austreten lässt und somit die Süße der Trauben konzentriert: für den Sauternes-Wein, deren prominentester Vertreter der Wein vom Château d´Yquem ist.

Nebelwälder und Nebelwüsten

Nebelwälder oder Bergregenwälder sind Wälder in denen es auf Grund ihrer Lage häufig zu Nebel kommt. Das kann beispielsweise an den Hängen großer Gebirge in Höhen über 1500 m in Südamerika sein, wo es viele Epiphyten gibt, die so unabhängig von der Regenzeit ganzjährig an Wasser kommen. Dazu gehören viele Moose, Farne und höhere Pflanzen wie beispielsweise Orchideen. Ebenfalls finden sich hier einige endemische Tierarten, wie der Quetzal, Guatemalas Nationalvogel. Ein weiteres stark vom Nebel beeinflusstes Gebiet ist die Namib. Diese Wüste gehört mit einer durchschnittlichen Niederschlagsmenge von 20 mm im Jahr zu den trockensten Orten überhaupt. Allerdings gibt es an bis zu 200 Tagen im Jahr Morgennebel bis zu 100 km landeinwärts und so finden sich hier Pflanzen und Tiere, die den Nebel als Wasserquelle nutzen können. Am bekanntesten sind Schwarzkäfer, die auf hohen Dünenkämmen einen Kopfstand machen und so Kondenswasser aufsammeln. Auch die Welwitschie profitiert durch ihr über eine riesige Fläche ausgebreitete Wurzelwerk vom Tau. Die Atacama in Südamerika ist ebenfalls eine Nebelwüste. Auch hier gibt es pflanzliche Spezialisten, wie einige Blumennesselgewächse, bei denen kondensiert an ihrem dichten Haarkleid Nebel aus der Luft und rinnt an der Pflanze herunter zu den Wurzeln.

Literatur

- Malberg, H. (2002): Meteorologie und Klimatologie. Eine Einführung. (4., aktualisierte u. erweiterte Aufl.). Springer, Berlin. ISBN 3540429190
- Häckel H. (1999): Meteorologie. 4. Aufl. Ulmer Verlag, Stuttgart; UTB 1338; 448 S. ISBN 3825213382

Weblinks

Kategorie:Meteorologie ja:霧

Pulsar

). Es zeigt Nebelgase in der Umgebung, die durch das Magnetfeld des rotierenden Pulsars mitgenommen, und damit "umgerührt" und zur Strahlung angeregt werden. Foto: NASA]] Ein Pulsar ist ein Neutronenstern, der in regelmäßiger Abfolge Impulse elektromagnetischer Wellen abstrahlt.

Entdeckung

Aufgrund der enormen Regelmäßigkeit der abgestrahlten Wellen vermuteten Jocelyn Bell, die Entdeckerin des ersten Pulsars, und ihr Doktorvater Dr. Antony Hewish zunächst, dass es sich bei der Signalquelle eventuell um intelligente Lebewesen handeln könne. Daher bekam der erste Pulsar die Bezeichnung LGM1 für "Little Green Man 1". Antony Hewish wurde 1974 für die Entdeckung der Pulsare mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet. Die Regelmäßigkeit der Pulse liegt auch einem Resultat zugrunde, das die allgemeine Relativitätstheorie bestätigt. Russell Hulse und Joseph H. Taylor Jr. entdeckten ein System aus zwei einander in weniger als 8 Stunden umkreisenden Pulsaren. Ihre Bahnperiode verkürzt sich ständig, in einer Weise die nur durch die Abstrahlung von Gravitationswellen erklärt werden kann. Hulse und Taylor wurden dafür 1993 ebenfalls mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet. 1993]

Entstehung eines Pulsars

Nach einer Supernova eines massereichen Sternes bleibt in einem heißen, ionisierten Gasnebel ein Neutronenstern zurück. Der Neutronenstern besteht aus einem Teil der Materie des ursprünglichen Sternes (etwa 1,5 bis 2,4 Sonnenmassen) auf kleinstem Raum (Durchmesser unter 20 km). Darüber hinaus behält der gesamte Supernova-Überrest aus Neutronenstern und Gasnebel seinen Drehimpuls bei, und das Magnetfeld des ursprünglichen Sternes wird im Neutronenstern komprimiert. Aufgrund der Erhaltung des Drehimpulses und der starken Verkleinerung der räumlichen Ausdehnung beschleunigt sich die Rotation des Neutronensternes sehr stark, so dass die Rotationsdauer anstatt mehrerer Tage nur noch Sekunden oder Sekundenbruchteile beträgt. Die Folge ist ein sehr kompakter Himmelskörper mit einem starken Magnetfeld, das sich innerhalb des ionisierten Gasnebels schnell dreht.

Aufbau eines Pulsars und Entstehung der gepulsten Strahlung

Die Magnetfeldrichtung des Neutronensterns schließt mit der Drehachse einen bestimmten Winkel ein. Wenn die Magnetfeldrichtung von der Drehachse abweicht, bewegen sich die Magnetfeldlinien schnell durch den ionisierten Gasnebel und verursachen dabei das Abstrahlen elektromagnetischer Wellen in Richtung des Magnetfeldes. Infolge der Rotation streichen die Magnetfeldlinien und mit ihnen die elektromagnetischen Wellen wie das Licht eines Leuchtturms über die Umgebung. Liegt die Erde oder das Sonnensystem innerhalb des Doppelkegels, der von der Richtung der elektromagnetischen Strahlung überstrichen wird, kann die gepulste Strahlung beobachtet werden. Ein Pulsar strahlt die elektromagnetischen Wellen über einen weiten Wellenbereich ab, die vorwiegenden Anteile können im Frequenzbereich von Radiowellen (Radiopulsar), sichtbarem Licht oder gar im Bereich der Röntgenstrahlung (Röntgenpulsar) liegen. Jüngere Pulsare neigen eher dazu, höherenergetische Strahlung abzugeben.

Siehe auch

- Astronomische Objekte
- Magnetar

Weblinks

- Real Video: [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990912.rm Was ist ein Pulsar?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- [http://www.jb.man.ac.uk/~pulsar/Education/Sounds/sounds.html Sounddateien von verschiedenen Pulsaren] Kategorie:Sternklasse ja:パルサー

Sterne

Sterne steht als Begriff für:
- eine Qualitätsklassifikation von Hotels oder Restaurants
- geometrische Formen wie Pentagramm oder Hexagramm
- Rangverhältnisse zwischen Personen, siehe Dienstgrad Sterne steht als Filmtitel für:
- Sterne (Spielfilm), ein DEFA-Films von Konrad Wolf Die Sterne ist der Name für eine:
- Hamburger Musikgruppe
- wissenschaftliche Zeitschrift Sterne steht als Personennamen für:
- Laurence Sterne (1713-1768), englischer Schriftsteller Siehe auch: Stern (Begriffsklärung)

Mond

Der Erdmond (lateinisch Luna), der meist nur Mond genannt wird, ist der einzige natürliche Trabant der Erde. Von ihr abgesehen ist er der einzige Himmelskörper, der bisher von Menschen betreten wurde, und damit auch der am besten erforschte. Trotzdem birgt er noch viele Geheimnisse, etwa zu seiner Entstehung und manchen Geländeformen. Die spätere Entwicklung und sein innerer Aufbau sind jedoch seit einigen Jahren weitgehend geklärt. Das Zeichen des Mondes ist eine Mondsichel: Gelände

Bahn und Rotation des Mondes

Scheinbare Bewegung von der Erde aus gesehen

Von der (rotierenden) Erdoberfläche aus betrachtet, umkreist der Mond die Erde von Osten nach Westen auf einer Bahn, die um 5,1 Grad gegen die Sonnenbahn geneigt ist. Seine scheinbare Bewegung ähnelt damit der der Sonne; sie dauert etwa 24 Stunden und 50 Minuten. Der Zeitpunkt des Mondauf- und -untergangs ist damit jeden Tag etwa 50 Minuten später. In 29 Tagen geht der Mond 28 Mal auf. Für einen Beobachter auf der Nordhalbkugel steht der Mond (wie auch die Sonne) an seinem höchsten Bahnpunkt im Süden, für einen Beobachter auf der Südhalbkugel im Norden (und die sichtbaren Oberflächenstrukturen erscheinen im Vergleich zur Nordhalbkugel auf den Kopf gestellt, wie man beispielsweise bei den in Neuseeland gedrehten „Der Herr der Ringe“-Filmen in einigen Szenen gut sehen kann). In Äquatornähe kann man den Mond an seinem höchsten Punkt im Zenit sehen.

Mondbahn

Die Bahn des Mondes um die Erde ist eine Ellipse der numerischen Exzentrizität 0,055; das heißt, die größte und die kleinste Entfernung vom Zentrum weicht jeweils um 5,5 Prozent von einer wirklichen Kreisbahn ab. Der mittlere Bahnradius – die große Halbachse – misst 384.400 Kilometer. Den erdnächsten Punkt der Bahn nennt man Perigäum. Er befindet sich 356.410 km vom Erdmittelpunkt entfernt. Der erdfernste Punkt heißt Apogäum und ist 406.740 km vom Erdmittelpunkt entfernt. Die Durchgänge des Mondes durch die Bahnebene der Erde (die Ekliptik) nennt man Mondknoten, wobei der aufsteigende Knoten den Eintritt in die Nord-, der absteigende den in die Südhemisphäre beschreibt. Der Mond umläuft zusammen mit der Erde die Sonne, durch die Bewegung um die Erde pendelt der Mond jedoch um eine gemeinsame Ellipsenbahn. Die Variation der Gravitation während dieser Pendelbewegung führt zusammen mit geringeren Störungen durch die anderen Planeten zu Abweichungen von einer exakten Keplerellipse um die Erde.
- Das Perigäum umläuft die Erde direkt mit einer Periode von 8,85 Jahren.
- Die Mondknoten umlaufen die Erde aufgrund einer Präzessionsbewegung retrograd, also gegen die Umlaufrichtung des Mondes, mit einer Periode von 18,61 Jahren. Sie bewirken daher eine schwache Modulation der Erdpräzession mit eben dieser Periode, die als Nutation bezeichnet wird.

Bahnperiode

Die Dauer eines Bahnumlaufs des Mondes (Monat) kann man nach verschiedenen Kriterien festlegen, die jeweils unterschiedliche Aspekte abdecken.
- Nach einem siderischen Monat (27,32 d) nimmt der Mond wieder die gleiche Stellung zu den Fixsternen ein (von der Erde aus beobachtet).
- Nach einem synodischen Monat (29,53 d; Periode der Mondphasen) erreicht der Mond wieder die gleiche Stellung zur Sonne (von der Erde aus beobachtet).
- Einen drakonitischen Monat (27,2122 d) benötigt er, um wieder durch den gleichen Knoten seiner Bahn zu laufen; er ist wichtig für die Sonnen- und Mondfinsternisse.
- Einen anomalistischen Monat (27,555 d) benötigt der Mond von einem Perigäumdurchgang zum nächsten.

Mondphasen

Das Aussehen des Mondes variiert im Laufe seines Bahnumlaufs und durchläuft die Mondphasen Mondphase
- Neumond – der Mond steht zwischen der Sonne und der Erde
- zunehmender Mond (abends sichtbar)
- Vollmond – die Erde steht zwischen der Sonne und dem Mond
- abnehmender Mond (morgens sichtbar) right Die nicht von der Sonne beleuchteten Teile der erdzugewandten Mondseite sind dabei nie völlig dunkel, sondern werden durch das Erdlicht – den Widerschein der Erdoberfläche und der Erdatmosphäre – indirekt ein wenig aufgehellt. Diese Aufhellung wird auch als aschgraues Mondlicht bezeichnet und ist am besten bei schmaler Mondsichel zu sehen. Seine Ursache wurde schon von Leonardo da Vinci richtig erkannt. Mit einem Fernglas selbst geringer Vergrößerung sind in dem Erdschein sogar Einzelheiten erkennbar, denn aufgrund des größeren Durchmessers und des höheren Rückstrahlungsvermögens der Erde ist die „Vollerde“ rund 50 mal so hell wie der Vollmond. Messungen des aschgrauen Mondlichts erlauben Rückschlüsse auf Veränderungen der Erdalbedo.

Mondrotation

Durch die Gezeitenwirkung, die durch die Gravitation der Erde entsteht, hat der Mond seine Rotation der Umlaufzeit (siderischer Monat) angepasst (gebundene Rotation), das heißt bei einem Umlauf dreht er sich im gleichen Drehsinn einmal um die eigene Achse. Daher ist von der Erde aus immer dieselbe Seite zu sehen. Die Rückseite des Mondes konnte 1959 erstmals durch Raumsonden beobachtet werden. Wegen der gebundenen Rotation würde ein Beobachter auf dem Mond die Erde immer an der selben Stelle des Himmels sehen (abgesehen von leichten Schwankungen, die durch Librationen verursacht sind). Die Erde geht also niemals „auf“ oder „unter“. Ein Beobachter auf der Mondrückseite kann die Erde dagegen niemals sehen. Wegen des Fehlens einer richtigen Atmosphäre ist der Mondhimmel nicht farbig, sondern schwarz. Sterne kann man jedoch auch auf dem Mond nur nachts sehen, oder wenn man die Augen gegen die Umgebung abschirmt, denn die Lichtempfindlichkeit des menschlichen Auges stellt sich auf die hell leuchtende Mondoberfläche ein und kann die Sterne nicht mehr wahrnehmen. Die Erde erscheint als bläuliche Scheibe, fast viermal größer als der Mond von der Erde aus. Sie rotiert (in knapp 24 Stunden) und durchläuft Phasen, die den Mondphasen entsprechen und diesen entgegengesetzt sind. Bei Neumond herrscht „Vollerde“ und bei Vollmond „Neuerde“. Die Sonne wandert vom Mond aus gesehen sehr langsam über den Sternenhimmel. Von Sonnenaufgang bis zum Höchststand der Sonne dauert es eine Woche, und von dort eine weitere Woche bis zum Sonnenuntergang, worauf eine 14-tägige Nacht folgt. Ein Tag-Nacht-Zyklus auf dem Mond dauert somit einen Monat.

Finsternisse

Verfinsterungen zwischen Sonne, Mond und Erde treten auf, wenn die drei Himmelskörper auf einer Linie liegen, das heißt, nur bei Vollmond oder Neumond, und wenn sich der Mond in einem der zwei Mondknoten befindet. Das passiert nur zwei mal pro Jahr.

Mondfinsternis

Verfinsterung Bei einer Mondfinsternis, die nur bei Vollmond auftreten kann, steht die Erde zwischen Sonne und Mond. Sie kann auf der gesamten Nachtseite der Erde beobachtet werden und dauert maximal 3 Stunden 40 Minuten. Man unterscheidet
- totale Mondfinsternis, bei welcher der Mond völlig in den Erdschatten wandert. Die Totalität dauert höchstens 100 Minuten. Betrachtet man die geometrischen Verhältnisse bei einer totalen Mondfinsternis, so sollte der Mond im Kernschatten der Erde liegen, der sich theoretisch knapp 1,4 Millionen Kilometer in den Raum erstrecken sollte, tatsächlich aber wegen der starken Streuung durch die Erdatmosphäre nur etwa 250.000 Kilometer weit reicht. Der Mond wird deshalb auch bei totalen Finsternissen nicht völlig verdunkelt. Da die Erdatmosphäre die blauen Anteile des Sonnenlichts stärker streut als die roten, erscheint der Mond bei totalen Finsternissen als dunkle rotbraune Scheibe; daher auch die gelegentliche Bezeichnung "Blutmond".
- partielle Mondfinsternis, bei der nur ein Teil des Mondes von der Erde abgeschattet wird, das heißt ein Teil des Mondes bleibt während des gesamten Verlaufs der Finsternis sichtbar.
- Halbschattenfinsternis, bei welcher der Mond nur (ganz oder teilweise) in den Halbschatten der Erde eintaucht. Halbschattenfinsternisse sind ziemlich unauffällig; es zeigt sich lediglich eine leichte Vergrauung derjenigen Mondseite, die dem Kernschatten der Erde am nächsten ist. Vom Mond aus gesehen stellt sich eine Mondfinsternis als Sonnenfinsternis dar. Dabei verschwindet die Sonne hinter der schwarzen Erdscheibe. Bei einer totalen Mondfinsternis herrscht auf der ganzen Mondvorderseite totale Sonnenfinsternis, bei einer partiellen Mondfinsternis ist die Sonnenfinsternis auf dem Mond nur in einigen Gebieten total, und bei einer Halbschatten-Mondfinsternis herrscht auf dem Mond partielle Sonnenfinsternis. Ringförmige Sonnenfinsternisse gibt es auf dem Mond wegen des im Verhältnis zur Sonne viel größeren scheinbaren Durchmessers der Erdscheibe nicht; lediglich durch die beschriebene Lichtstreuung in der Erdatmosphäre wird der Rand der schwarzen Scheibe zu einem kupferrot schimmernden Ring, der dem Mond die entsprechende Farbe verleiht.

Sonnenfinsternis

Erdatmosphäre]] Bei einer Sonnenfinsternis, die nur bei Neumond auftreten kann, steht der Mond zwischen Sonne und Erde. Sie kann nur in den Gegenden beobachtet werden, die den Kern- oder Halbschatten des Mondes durchlaufen; diese Gegenden stellen sich meist als lange, aber recht schmale Streifen auf der Erdoberfläche dar. Man unterscheidet:
- totale Sonnenfinsternis, bei der der Mond die Sonnenscheibe einige Minuten lang vollständig bedeckt und die Erde den Kernschatten (Umbra) des Mondes durchläuft;
- partielle Sonnenfinsternis, bei welcher der Mond die Sonnenscheibe nicht vollständig bedeckt; der Beobachter befindet sich dabei im Halbschatten (Penumbra) des Mondes;
- ringförmige Sonnenfinsternis, wenn der Mond durch zu große Erdferne die Sonnenscheibe nicht ganz abdeckt (siehe auch: Durchgang).

Sarosperiode

Bereits den Chaldäern war (um ca. 1000 v. Chr. ?) bekannt, dass sich Finsternisse nach einem Zeitraum von 18 Jahren und 11 Tagen, der Sarosperiode, wiederholen. Nach 223 synodischen bzw. 242 drakonitischen Monaten (von lat. draco, Drache, altes astrologisches Symbol für die Mondknoten, da man dort einen mond- und sonnenfressenden Drachen vermutete) besteht wieder fast die selbe Stellung von Sonne, Erde und Mond zueinander, so dass sich eine Finsternisstellung nach 18 Jahren und 11,33 Tagen erneut ergibt. Die Ursache dieser Periode liegt darin begründet, dass bei einer Finsternis sowohl die Sonne als auch der Mond nahe der Knoten der Mondbahn liegen müssen, welche in 18 Jahren einmal um die Erde laufen. Thales hat diese Periode, die er bei einer Orientreise kennenlernte, für seine Finsternisprognose 585 v. Chr. benutzt. Durch sie konnten die Griechen die militärisch überlegenen Perser besiegen. Da die Übereinstimmung der 223/242 Monate nicht exakt ist, reißt die Sarosperiode etwa alle 1.300 Jahre ab und eine neue beginnt, in der sich die vorigen Finsternisse nicht mehr wiederholen.

Selenologie und Selenografie

Perser Die Selenologie oder „Geologie des Mondes“ beschäftigt sich mit seiner Entstehung, seinem Aufbau und seiner Entwicklung sowie mit der Entstehung der beobachteten Strukturen und der dafür verantwortlichen Prozesse, während die Aufgabe der Selenografie in der Erstellung von Mondkarten besteht.

Eigenschaften und Entwicklung des Mondes

Hauptartikel: Entstehung des Mondes Der Mond hat einen Durchmesser von 3.476 km und weist mit 3,345 g/cm³ eine geringere Dichte als die Erde auf. Aufgrund seines im Vergleich zu anderen Planeten recht großen Größenverhältnisses zur Erde bezeichnet man Erde und Mond deshalb gelegentlich auch als Doppelplanet. Seine im Vergleich zur Erde geringe mittlere Dichte blieb auch lange ungeklärt und sorgte für zahlreiche Theorien zur Entstehung des Mondes. Das heute weithin anerkannte Modell zur Entstehung des Mondes besagt, dass vor etwa 4,5 Milliarden Jahren ein Himmelskörper von der Größe des Mars nahezu streifend mit der Erde kollidierte. Dabei wurde viel Materie, vorwiegend aus der Erdkruste und dem Mantel des einschlagenden Körpers, in eine Erdumlaufbahn geschleudert, ballte sich dort zusammen und formte schließlich den Mond. Nach aktuellen Simulationen bildete sich der Mond in einer Entfernung von rund drei bis fünf Erdradien, also in einer Höhe zwischen 20.000 und 30.000 Kilometern. Durch den Zusammenstoß und die freiwerdende Gravitationsenergie bei der Bildung des Mondes wurde dieser aufgeschmolzen und vollständig von einem Ozean aus Magma bedeckt. Im Laufe der Abkühlung bildete sich eine Kruste aus den leichteren Mineralen aus, die noch heute in den Hochländern vorzufinden sind. Auf der Erde wird der Pazifik teilweise als Überrest dieses Ereignisses betrachtet. Die „junge“ Mondkruste wurde bei größeren Einschlägen immer wieder durchschlagen, so dass aus dem Mantel neue Lava in die entstehenden Krater nachfließen konnte. Es bildeten sich die Maria, die erst einige hundert Millionen Jahre später vollständig erkalteten. Das sog. „Große Bombardement“ endete erst vor 3,8 bis 3,2 Milliarden Jahren, nachdem die Anzahl der Meteoriteneinschläge vor etwa 3,9 Milliarden Jahren deutlich zurückgegangen war. Danach ist keine starke vulkanische Aktivität nachweisbar, doch konnten einige Astronomen vereinzelte Leuchterscheinungen beobachten. Im November 2005 konnte ein [http://idw-online.de/pages/de/news138356 internationales Forscherteam] der ETH Zürich sowie der Universitäten Münster, Köln und Oxford erstmals die Geburtsstunde des Mondes präzise datieren. Dafür nutzten die Wissenschaftler eine Analyse des Isotops Wolfram-182 und berechneten das Alter des Mondes auf (4.527 ± 10) Millionen Jahre.

Innerer Aufbau des Mondes

Wolfram Wolfram Unser Wissen über den Aufbau des Mondes beruht im Wesentlichen auf den Daten der vier von den Apollo-Missionen zurückgelassenen Seismometer, die diverse Mondbeben und Erschütterungen durch Meteoriteneinschläge aufzeichneten, sowie den Kartierungen der Oberfläche, des Gravitationsfeldes und der mineralischen Zusammensetzung durch die Clementine- und die Lunar Prospector-Mission. Der Mond besitzt eine 70 (an der Mondvorderseite) bis 150 km (Rückseite) dicke Kruste, die von einer mehrere Meter dicken Regolithschicht bedeckt ist. Darunter liegt ein fester Mantel aus Basaltgesteinen. Es gibt Anzeichen für eine Unstetigkeitsfläche in 500 Kilometer Tiefe, an der ein Wechsel der Gesteinszusammensetzung vorliegen könnte. Der 200 bis 400 Kilometer große eisenhaltige Kern dürfte Temperaturen um 1.600 Grad Celsius aufweisen. Die gebundene Rotation des Mondes hat auch Einflüsse auf Form und inneren Aufbau. Der Mond ist in Richtung Erde lang gezogen und sein Massenschwerpunkt liegt etwa 2 Kilometer näher zur Erde als sein geometrischer Mittelpunkt.

Mondbeben

eisen Die zurückgelassenen Seismometer der Apollomissionen registrieren etwa 500 Mondbeben pro Jahr. Die Beben sind im Vergleich zu irdischen Beben sehr schwach, das stärkste erreichte eine Stärke von knapp 5 auf der Richterskala, die meisten liegen aber bei einer Stärke von 2. Die seismischen Wellen der Beben können ein bis vier Stunden lang verfolgt werden, sie werden im Mondinneren also nur sehr schwach gedämpft. Mehr als die Hälfte der Beben entstehen in einer Tiefe von 800 bis 1.000 Kilometer und weisen Häufigkeitsspitzen beim Apogäum- und Perigäum-Durchgang auf, das heißt alle 14 Tage. Auch sind Beben aus der oberflächennahen Region des Mondes bekannt. Die Ursache liegt darin, dass sich der Aufbau des Mondes dem Mittelwert der durch die Erde verursachten Gravitation angepasst hat. Durch die Beben werden die inneren Spannungen abgebaut, die am erdnächsten und erdfernsten Punkt der Mondbahn ihr Maximum erreichen. Der Ursprung der Beben verteilt sich nicht gleichmäßig über eine komplette Mantelschale, sondern die meisten Beben entstehen an nur etwa 100 Stellen, die jeweils nur wenige Kilometer groß sind. Der Grund für diese Konzentration ist noch nicht bekannt.

Mascons

Mascon Durch ungewöhnliche Einflüsse auf die Bahnen der Lunar-Orbiter-Missionen erhielt man Ende der 1960er erste Hinweise auf Schwereanomalien, die man Mascons (Mass concentrations, Massenkonzentrationen) nannte. Durch Lunar Prospector wurden diese Anomalien näher untersucht, sie befinden sich meist im Zentrum der Krater und sind vermutlich durch die Einschläge entstanden. Möglicherweise handelt es sich um die eisenreichen Kerne der Impaktoren, die aufgrund der fortschreitenden Abkühlung des Mondes nicht mehr bis zum Kern absinken konnten. Nach einer anderen Theorie könnte es sich um Lavablasen handeln, die als Folge eines Einschlags aus dem Mantel aufgestiegen sind.

Mondoberfläche

Die Oberfläche des Mondes ist nahezu vollständig von einer trockenen, aschgrauen Staubschicht, dem Regolith, bedeckt, der scheinbare „Silberglanz“ wird einem irdischen Beobachter durch den Kontrast zum Nachthimmel nur vorgetäuscht – in Wirklichkeit hat der Mond sogar eine besonders geringe Albedo (Rückstrahlfähigkeit). Die Mondoberfläche zeigt Kettengebirge, Gräben und Rillen (Fossa), flache Dome und große Magma-Ebenen, jedoch keinerlei aktive Tektonik wie die Erde.

Regolith

Der Mond besitzt keine nennenswerte Atmosphäre, deshalb schlagen ständig Meteoriten jeder Größe ohne vorherige Abbremsung auf der Oberfläche ein und pulverisieren die Gesteine. Der durch diesen Prozess entstehende Regolith bedeckt bis auf die jungen Krater die gesamte Oberfläche mit einer mehrere Meter dicken Schicht, welche die Detailstruktur des Untergrundes verbirgt. Diese Deckschicht erschwert die Untersuchung der Strukturen und ihrer genauen Entstehungsgeschichte erheblich. Der Regolith entsteht im Wesentlichen aus dem normalen Oberflächenmaterial, aber er hat auch Beimengungen, die durch Einschläge an die jeweilige Position verfrachtet wurden. Obwohl er gemeinhin als Mondstaub bezeichnet wird, entspricht der Regolith eher einer Sandschicht. Die Korngröße reicht von Staubkorngröße direkt an der Oberfläche über Sandkörner wenig tiefer bis hin zu Steinen und Felsen, die erst später hinzukamen und noch nicht vollständig zermahlen sind. Ein weiterer wichtiger Bestandteil sind kleine glasige Erstarrungsprodukte von Einschlägen. An manchen Stellen besteht der Regolith fast zur Hälfte aus diesen Agglutinaten, das heißt Glaskügelchen, die wesentliche Bestandteile des normalen mineralischen Regoliths enthalten. Sie entstehen, wenn die geschmolzenen Impaktprodukte erst nach dem Auftreffen auf die Regolithschicht erstarren. Im Mondmeteoriten Dhofar 280, der im Jahr 2001 im Oman gefunden wurde, wurden neue Eisen-Silizium-Mineralphasen identifiziert. Eine dieser Mineralphasen (Fe₂Si), die damit erstmals in der Natur eindeutig nachgewiesen wurde, ist nach dem Forscher Bruce Hapke als Hapkeit benannt worden. Bruce Hapke hatte in den 1970ern die Entstehung derartiger Eisen-Verbindungen durch Weltraum-Erosion (engl. Space Weathering) vorhergesagt. Weltraum-Erosion ist für die zeitliche Veränderung speziell auch der optischen Eigenschaften (Reflexivität) der Oberfläche von atmosphärelosen Körpern verantwortlich. Der Mond hat kein nennenswertes Magnetfeld, d. h. die Teilchen des Sonnenwindes – vor allem Wasserstoff, Helium, Neon, Kohlenstoff und Stickstoff – treffen nahezu ungehindert auf der Mondoberfläche auf und werden im Regolith implantiert, ähnlich der Ionenimplantation, die in Wissenschaft und Technik angewandt wird. Auf diese Weise bildet der Mond-Regolith eine Art „Klima“-Archiv des Sonnenwindes, vergleichbar den Gletschern in Grönland und der Antarktis für das irdische Klima. Dazu kommt noch, dass die kosmische Strahlung etwa einen Meter tief in die Mondoberfläche eindringt und dort durch Kernreaktionen (hauptsächlich Spallationsreaktionen) neue Elemente gebildet werden. Folge davon ist, dass Gesteine des Mondregoliths z. B. bedeutend mehr Edelgase enthalten als irdische Gesteine oder auch als Meteoriten aus dem Asteroidengürtel. Insbesondere das ³He könnte eines Tages für Fusionskraftwerke sogar wirtschaftlich bedeutend werden. Da der Mondregolith durch Einschläge ab und zu umgewälzt wird, haben die einzelnen Bestandteile meist eine komplexe Bestrahlungsgeschichte hinter sich. Man kann jedoch durch radiometrische Datierungsmethoden für Mondproben oft herausfinden, zu welchem Zeitpunkt diese direkt oder nahe der Oberfläche waren und der kosmischen Strahlung und dem Sonnenwind ausgesetzt waren. Damit lassen sich Erkenntnisse über die kosmische Strahlung und den Sonnenwind zu diesen Zeitpunkten gewinnen.

Maria

Sonnenwind Die dunklen Tiefebenen der Mondvorderseite, die 16 Prozent der Mondoberfläche bedecken, hielt man früher für Meere. Sie werden deshalb nach Giovanni Riccioli als Maria (Singular Mare) bezeichnet. Sie bestehen aus 3,1 bis 3,8 Milliarden Jahre alten dunklen Basalten, weisen nur wenige Krater auf und sind von einer 2 bis 8 Meter dicken Regolithschicht bedeckt, die reich an Eisen und Magnesium ist. Sie sind vermutlich durch große Einschläge in der Frühphase des Mondes entstanden. Da in diesem Entwicklungsstadium der Mantel noch flüssig war, sind sie anschließend mit Lava aus dem Inneren vollgelaufen. (siehe auch: Liste der Maria des Erdmondes) Die Maria weisen, mit Ausnahme der Krater, nur sehr geringe Höhenunterschiede von maximal 100 Meter auf. Zu diesen Erhebungen gehören die Dorsa (Rücken), flache Aufwölbungen die sich über mehrere Dutzend Kilometer erstrecken.

Terrae

Die Hochländer wurden früher als Kontinente angesehen und werden deshalb als Terrae bezeichnet. Sie weisen deutlich mehr Krater als die Maria auf und werden von einer bis zu 15 Meter dicken Regolithschicht bedeckt, die reich an hellem aluminiumreichen Anorthosit ist. Sie sind selenologisch älter als die Maria, die untersuchten Gesteine wurden auf 3,8 bis etwa 4,5 Milliarden Jahre datiert und sind vermutlich die Reste der ursprünglichen Mondkruste. Aus der Samarium-Neodym-Isotopensystematik von mehreren Mond-Anorthositen konnte ein Kristallisationsalter von 4,456 ± 0,04 Milliarden Jahren für diese Gesteine bestimmt werden, was als Bildungsalter der ersten Kruste und als Beginn der Kristallisation des ursprünglichen Magmaozeans interpretiert wird. In den Hochländern gibt es mehrere Gebirge, die Höhen von etwa 10 Kilometern erreichen. Sie sind möglicherweise dadurch entstanden, dass der Mond infolge der Abkühlung geschrumpft ist und sich dadurch Faltengebirge aufwölbten. Nach einer anderen Erklärung könnte es sich um die Überreste von Kraterwällen handeln. Sie sind nach irdischen Gebirgen benannt worden, zum Beispiel Alpen, Apenninen, Kaukasus und Karpaten. (Siehe auch: Liste der Berge und Gebirge des Erdmondes)

Krater

Die Krater entstanden großteils durch Asteroiden-Einschläge (Impaktkrater) vor etwa 3 bis 4,5 Milliarden Jahren in der Frühzeit des Mondes. Der Nomenklatur von Riccioli folgend, werden sie vorzugsweise nach Astronomen, Philosophen und anderen Gelehrten benannt. Ihre Größen reichen von 2.240 km Durchmesser, wie im Fall des Südpol-Aitken-Beckens, bis hin zu Mikrokratern, die erst unter dem Mikroskop sichtbar werden. Mit irdischen Teleskopen kann man allein auf der Vorderseite mehr als 40.000 Krater mit Größen von mehr als 100 Meter unterscheiden, auf der Rückseite gibt es jedoch ein Vielfaches mehr. (Siehe auch: Liste der Krater des Erdmondes) Vulkanische Krater dürften sehr selten sein, doch werden vereinzelte Gasaustritte registriert.

Mondrillen

Auf der Mondoberfläche gibt es auch Rillenstrukturen (Rima), über deren Ursprung vor dem Apolloprogramm lange spekuliert wurde. Man unterscheidet
- gerade Rillen,
- bogenförmige Rillen und
- mäanderförmige Rillen. Seit den Untersuchungen der Hadley-Rille durch Apollo 15 geht man davon aus, dass es sich bei den mäanderförmigen Rillen um Lavakanäle handelt, die zum Teil „überdacht“ waren. Die Decken sind jedoch im Laufe der Mondentwicklung eingestürzt und zu Regolith zermahlen worden. Die Entstehungsgeschichte der anderen Rillenformen ist deutlich unsicherer, sie könnten aber als Risse in der erkaltenden Lava entstanden sein.

Rückseite des Mondes

Über die Rückseite des Mondes war vor den ersten Raumfahrtmissionen nichts bekannt, da sie von der Erde nicht sichtbar ist, erst Lunik 3 lieferte die ersten Bilder. Sie unterscheidet sich in mehreren Aspekten von der Vorderseite. Sie besteht fast nur aus Hochländern, hat aber deutlich mehr Krater, unter anderen das große Südpol-Aitken-Becken, ein 13 km tiefer Krater mit 2.240 km Durchmesser. Untersuchungen der Clementine-Mission und des Lunar Prospector legen die Vermutung nahe, dass hier ein sehr großer Einschlagkörper die Mondkruste durchstoßen und möglicherweise Mantelgesteine freigelegt hat. Die Mondkruste ist an der Mondrückseite mit 150 km gegenüber 70 km an der Vorderseite auch etwa doppelt so dick. Es gibt noch keine Erklärung für diese fundamentalen Unterschiede zwischen Vorder- und Rückseite des Mondes. Der oft verwendete Ausdruck „Dunkle Seite des Mondes“ (Dark Side of the Moon) für die Rückseite des Mondes ist im eigentlichen Wortsinn falsch, da die Rückseite im Laufe der Mondrotation sehr wohl von der Sonne beschienen wird.

Wasser

Der Mond ist ein extrem trockener Körper. In den Apollo-Proben kommt Wasser, im Gegensatz z. B. zu einigen chondritischen Meteoriten, nicht mal in Form hydratisierter Minerale vor. Man schätzt, dass die gesamte Wassermenge des Mondes nur etwa der Wassermenge des Zürichsees entspricht. Umso erstaunlicher ist es, dass das Nachbarobjekt, die Erde, der wasserreichste Körper des inneren Sonnensystems ist. Die Lunar-Prospector-Sonde hat Hinweise auf Wassereis in den Kratern der Polarregionen des Mondes gefunden; dieses Wasser könnte aus Kometenabstürzen stammen. Da die polaren Krater aufgrund der geringen Neigung der Mondachse gegen die Ekliptik niemals direkt von der Sonne bestrahlt werden, könnte es sein, dass dort noch im Regolith gebundenes Wassereis vorhanden ist. Der Versuch, durch den gezielten Absturz des Prospectors in einen dieser Polarkrater eindeutige Beweise zu erhalten, ist allerdings fehlgeschlagen. Es gibt bis heute keine zweifelsfreien Beweise.

Atmosphäre

Der Mond hat keine Atmosphäre im eigentlichen Sinn, sondern nur eine Exosphäre. Sie besteht zu etwa gleichen Teilen aus Helium, Neon, Wasserstoff sowie Argon und hat ihren Ursprung in eingefangenen Teilchen des Sonnenwindes. Ein sehr kleiner Teil entsteht auch durch Ausgasungen aus dem Mondinneren, wobei insbesondere ⁴⁰Ar, das durch Zerfall von ⁴⁰K im Mondinneren entsteht, von Bedeutung ist. Interessanterweise wird ein Teil dieses ⁴⁰Ar aber durch das im Sonnenwind mittransportierte Magnetfeld wieder auf die Mondoberfläche zurückgetrieben und in die oberste Staubpartikelschicht übernommen. Da ⁴⁰K früher häufiger war und damit mehr ⁴⁰Ar ausgaste, kann durch Messung des ⁴⁰Ar/³⁶Ar-Verhältnisses von Mondmaterial bestimmt werden, zu welcher Zeit es in der obersten Schicht des Mondregoliths lag. Es besteht ein Gleichgewicht zwischen den eingefangenen Atomen und dem Verlust durch temperaturbedingtes Entweichen.

Masse des Mondes

Die Bestimmung der Mondmasse stellt kein einfaches Problem dar, da sie sich nicht direkt aus dem Gravitationsgesetz ergibt. Umkreist ein Körper der Masse

m

ein Gravitationszentrum der Masse

M

im Abstand

r

der beiden Massenmittelpunkte, so gilt durch Gleichsetzung der Terme für die Zentripetal- und die Gravitationskraft :

m\omega^2 r = \frac

. Die Masse des umkreisenden Körpers hebt sich in dieser Gleichung heraus und es bleibt nur die Masse des umkreisten Körpers übrig. Daher lässt sich mit dieser Gleichung nur die Masse eines Planeten bestimmen, sofern dieser über einen Mond verfügt, der sich näherungsweise in einer Kreisbahn um den Planeten bewegt; dies gilt ebenso für Sterne, deren Masse über die sie umkreisenden Planeten bestimmt werden kann. Erde und Mond stellen ein Zweikörpersystem dar, beide Partner umkreisen ihren gemeinsamen Schwerpunkt

S

. Beim Zweikörpersystem aus Erde und Sonne fällt dieser Schwerpunkt praktisch mit dem Sonnenmittelpunkt zusammen, da die Sonne sehr viel massereicher als die Erde ist. Bei Erde und Mond ist der Massenunterschied jedoch nicht so groß, daher liegt ihr gemeinsamer Schwerpunkt nicht im Zentrum der Erde, sondern deutlich davon entfernt (aber immer noch unter der Oberfläche). Wir bezeichnen nun

r_1

als den Abstand des Erdmittelpunktes zum Schwerpunkt

S

und

r_2

als den Abstand des Mondmittelpunktes von demselben. Da Erde und Mond sich beide um

S

drehen, gilt für beide Himmelskörper die gleiche Winkelgeschwindigkeit

\omega

. Damit unterliegen Erde und Mond jeweils der Zentripetalkraft :

M\omega^2 r_1

beziehungsweise

m\omega^2 r_2

. Die zwischen beiden Himmelskörpern wirkende Gravitationskraft ergibt sich mit dem Gravitationsgesetz zu :

\frac

Durch Gleichsetzen der Terme für Zentripetal- und Gravitationskraft erhalten wir hieraus die Gleichungen :

\omega^2 r_1 = \frac

und :

\omega^2 r_2 = \frac

. Setzen wir diese Beziehungen ins Verhältnis zueinander, so zeigt die Rechnung :

\frac=\frac = \frac = \frac

, dass das Massenverhältnis von Erde und Mond gerade dem Verhältnis von

r_1

r_2

entspricht. Somit geht es nur darum, wie groß

r_1

und

r_2

sind – also wo sich der Schwerpunkt des Systems befindet. Ohne den Mond und dessen Schwerkraft würde die Erde eine elliptische Bahn um die Sonne durchlaufen. Tatsächlich bewegt sich allerdings der Schwerpunkt des Systems Erde, Mond auf einer elliptischen Bahn. Die Rotation um den gemeinsamen Schwerpunkt erzeugt so eine leichte Welligkeit in der Erdbahn, welche eine kleine Verschiebung der von der Erde aus gesehenen Position der Sonne verursacht. Aus von Astronomen gemessenen Daten dieser Verschiebung wurde

r_1

zu etwa 4.700 km berechnet, also 1.671 km unter der Erdoberfläche; der Radius der Erde beträgt 6.371 km. Da der Mond keine genaue Kreisbahn um die Erde beschreibt, berechnen wir

r_2

über den mittleren Bahnradius, abzüglich

r_1

. Es gilt also

r_2

= 384.405 km − 4.700 km = 379.705 km. Damit ergibt sich für das Massenverhältnis :

\frac\approx\frac

, womit der Mond etwa 81 Mal leichter als die Erde ist. Durch Einsetzen der Erdmasse

M\approx 598\cdot 10^ \mathrm

ergibt sich die Masse des Mondes zu :

m\approx\frac \approx 74021 \cdot 10^ \mathrm

Sonstiges

Einflüsse des Mondes auf die Erde

Gravitationsgesetz Der Mond verursacht durch seine Gravitation auf der Erde Gezeitenwirkungen. Ebbe und Flut in den Meeren und im Erdmantel bremsen die Erdrotation und verlängern dadurch gegenwärtig die Tage um etwa 20 Mikrosekunden pro Jahr. Die Rotationsenergie der Erde wird dabei in Wärme umgewandelt und der Drehimpuls wird auf den Mond übertragen, der sich dadurch um etwa 4 Zentimeter pro Jahr von der Erde entfernt. Dieser schon lange vermutete Effekt ist seit etwa 1995 durch Laser-Distanzmessungen abgesichert. Hierdurch bedingt wird die Erde eines fernen (und langen) Tages dem Mond immer dieselbe Seite zuwenden (vgl. Gebundene Rotation). Der Mond wird dann etwa doppelt so weit von der Erde entfernt sein wie heute. Der Mond stabilisiert durch seinen Anteil am Gesamtsystem des Erde-Mond-Systems auch die Drehachse der Erde, deren Lage ohne diesen Einfluss nicht über viele 100 Millionen Jahre konstant hätte bleiben können. Wäre die Erdachse nicht über diese langen Zeiträume stabil geblieben, hätte dies gravierende Konsequenzen für die Evolution und das Leben auf der Erde gehabt. Ein Einfluss des Mondes auf die Menschen und andere Lebewesen auf der Erde ist noch umstritten. Allerdings wird in der Land- und Forstwirtschaft seit alters her darauf geachtet, dass bestimmte Arbeiten in der Natur zum richtigen Zeitpunkt erledigt werden. In neuerer Zeit werden dazu Mondkalender benutzt. Als streng wissenschaftliche Tatsache gesichert gilt der Einfluss des Mondes als Navigationshilfe für einige Arten von Zugvögeln und nachtaktiven Insekten.

Mondregenbogen

Auch bei Nacht kann durch Zusammentreffen von Mondlicht und Regentropfen ein so genannter Mondregenbogen entstehen, der analog zum physikalischen Prinzip des Regenbogens der Sonne funktioniert. Mondregenbogen

Mondhalo

An kalten Herbst- und Winternächten kann es zur Bildung eines so genannten Hofes des Mondes kommen. Es handelt sich dabei um ein grünliches gelbes Halo rund um den Mond herum. Dafür sind Eiskristalle in Luftschichten verantwortlich, die aus dünnem Höhennebel oder Dunst entstanden sind und das auf die Erde fallende Licht in einem sehr schwachen Winkel ablenken und dadurch eine Art leuchtenden Ring-Effekt für den Betrachter hervorrufen.

Mondtäuschung

Als Mondtäuschung bezeichnet man den Effekt, dass der Mond in Horizontnähe größer aussieht als im Zenit. Dies ist keine Folge der Lichtbrechung an den Luftschichten, sondern eine optische Täuschung, die von der Wahrnehmungspsychologie untersucht und erklärt wird.

Eigentumsverhältnisse

Der Weltraumvertrag verbietet Staaten, einen Eigentumsanspruch auf Weltraumkörper wie den Mond zu erheben. Der Vertrag gilt zwar nur für Staaten, aber das 1979 entworfene und am 11. Juli 1984 in Kraft getretene Agreement Governing the Activities of States on the Moon and Other Celestial Bodies[http://www.oosa.unvienna.org/SpaceLaw/moontxt.html] der Vereinten Nationen, (Artikel 11, Absatz 2 und 3) schließt jedwede solche Ansprüche eindeutig aus. Der Amerikaner Dennis M. Hope meldete trotzdem 1980 beim Grundstücksamt von San Francisco seine Besitzansprüche auf den Mond an. Da niemand in der nach amerikanischem Recht ausgesetzten Frist von acht Jahren Einspruch erhob, behauptet Hope, die Grundstücke über seine dafür gegründete Lunar Embassy legal vertreiben zu können. Aufgrund des Outer Space Treaty können jedoch keine Staaten Ansprüche anmelden, deshalb ist nach Ansicht aller Organisationen (Vereinte Nationen, Internationale Astronomische Union) auch eine Ausweitung innerstaatlichen Rechts nicht erlaubt. Die Grundstücksverkäufe könnten sogar als Betrug gewertet werden, es gibt aber noch keine gerichtliche Klärung dieser Frage. Der Deutsche Martin Jürgens aus Westerkappeln in Westfalen erhebt ebenfalls Anspruch auf den Mond. Laut einer Schenkungsurkunde vom 15. Juli 1756, ausgestellt und unterzeichnet von König Friedrich dem Großen von Preußen, wurden die Rechte am Mond an die Familie Jürgens als Dank für geleistete Dienste übertragen („Jetzo soll ihm der Mond gehören“). In dieser Urkunde wurde festgelegt, dass der Himmelskörper jeweils an den jüngsten Sohn weitervererbt werden soll. Die Familie Jürgens verfügt so über die ältesten verbrieften Eigentumsrechte am Mond. Allerdings bleibt die Frage, wer Friedrich dem Großen das Recht verliehen hat, den Mond zu „verschenken“.

Mögliche koorbitale Objekte

In den Librationspunkten L4 und L5 soll es zwei Staubwolken, die Kordylewskische Wolken geben.

Geschichte der Mondbeobachtung

Es liegt in der Natur des Menschen, sich über seine Umwelt Gedanken zu machen. Der Mond mit seinen selbst mit bloßem Auge erkennbaren Details ist nach der Sonne das mit Abstand hellste Objekt des Himmels; zugleich kann man seinen einzigartigen Helligkeits- und Phasenwechsel zwischen Vollmond und Neumond sehr gut beobachten. Mit der Erfindung des Fernrohrs begann seine intensive Erforschung um 1650 – mit Höhepunkten durch Hieronymus Schröters Selenotopografie 1791, die langbrennweitige Fotografie ab 1890 und die Raumfahrt in den 1970ern.