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Baryzentrum

Baryzentrum

Mit Baryzentrum (griech. Schwerezentrum) bezeichnet man in der Himmelsmechanik den Massen-Schwerpunkt eines Systems von Himmelskörpern.
In den meisten Fällen ist damit der Schwerpunkt des Erde-Mond-Systems, bzw. des Sonnensystems gemeint.

Baryzentrum von Erde & Mond

Das Erde-Mond-Baryzentrum liegt 4500 bis 5000 km außerhalb des Geozentrums, also noch innerhalb der Erde in rund 1600 km Tiefe. Der Mittelwert ergibt sich aus der durchschnittlichen Mondentfernung (384.000 km) durch 81, weil die Erdmasse 81 mal so groß ist wie die Mondmasse. Jeden Monat beschreibt also nicht nur der Mond eine Ellipsenbahn, sondern auch die Erde eine 81-mal kleinere. Deshalb läuft sie nicht exakt in der Ekliptik, sondern kann um bis zu 0,8" von ihr abweichen (siehe ekliptikale Breite).

Baryzentrum des Sonnensystems

Das Baryzentrum des Sonnensystems hat eine noch größere Bedeutung, weil es das Bezugssystem aller Planeten-Bahnen definiert. Es liegt meistens knapp außerhalb der Sonne und hängt vor allem von der Stellung des Jupiter und des Saturn ab. Die beiden Riesenplaneten besitzen 0,10 bzw. 0,03 Prozent der Sonnenmasse, sodass sie das Baryzentrum um dieses Maß ihrer Bahnachsen beeinflussen (um ca. 740.000 und 410.000 km). Da der Sonnenradius 696.000 km beträgt, kann das Baryzentrum langperiodisch inner- und außerhalb der Sonnenoberfläche liegen; letzteres ist häufiger. Dieser Schwerpunkt des Sonnensystems ist für die "temps atomique barymetrique" von Bedeutung, die gemeinsame Atomzeitskala TAB für alle Planeten. Wenn Jupiter und Saturn in einer Linie stehen, kommt das Baryzentrum um fast 2 Sonnenradien außerhalb der Sonnenmitte zu liegen. Dies kommt etwa alle 20 Jahre vor (siehe auch "Große Konjunktion"). Etwa zehnmal im Jahrtausend versammeln sich sogar alle Planeten von Merkur bis Neptun im selben Quadranten des Sonnensystems, also einem 90°-Sektor - was zuletzt 1817 geschah. Im März 1982 standen die 9 Planeten innert 95 Winkelgraden, weshalb viele Astrologen düstere Prognosen stellten; man las sogar vereinzelt, die Anziehungskräfte der Planeten könnten das Sonnensystem auseinander reißen.
Übrigens zog 1990 das Sonnenzentrum fast exakt durch den Schwerpunkt, stand hingegen 1997 zwei Sonnenradien davon ab. Im Mai 2000 wiederum standen die fünf schon im Altertum bekannten Planeten auf der erdabgewandten Sonnenseite.

Doppelsterne und Exoplaneten

Das Baryzentrum von Doppelsternen liegt bei gleichen Massen genau in der Mitte der zwei Sterne und wird auf gleichgroßen Ellipsen umrundet. Bei unterschiedlichen Massen bewegt sich der massivere Stern auf einer entsprechend kleineren Ellipse. Mit präzisen Methoden der Astrometrie können auch sehr kleine, im Fernrohr unsichtbare Begleiter an winzigen periodischen Bewegungen des Hauptkörpers erkannt werden - etwa in den letzten Jahren bei zahllosen Exoplaneten von Jupitergröße.
Der erste derartige Erfolg war 1844 die Entdeckung von Sirius B - ein weißer Zwergstern, der von Sirius, dem hellsten Stern des Himmels um das 10.000-fache überstrahlt wird. Erst 18 Jahre nach Friedrich Wilhelm Bessels Berechnung konnte das Sternchen in 8" Winkelabstand auch wirklich gesehen werden. Der Schwerpunkt unserer Milchstraße liegt in Richtung zum Sternbild Schütze und wird galaktisches Zentrum genannt. Es wird zwar von allen Sternen der Galaxis umkreist, aber nicht genau auf Keplerbahnen, weil die Massenverteilung der Milchstraße nicht - wie im Sonnensystem - von einer Stelle dominiert wird.

Siehe auch

- Atomzeit (Temps Atomique, TA), Universal Time (UT), Koordinierte Weltzeit (UTC)
- Relativitätstheorie, Konstellationen
- Baryzentrische Koordinaten Kategorie:Himmelsmechanik Kategorie:Mechanik

Himmelsmechanik

Die Himmelsmechanik ist die Beschreibung der Bewegung astronomischer Objekte zueinander mit Hilfe physikalischer Theorien. Am bekanntesten ist die Beschreibung der Planetenbewegung durch die klassische Mechanik mit Hilfe der Newtonschen Gravitationstheorie. Im Laufe der Geschichte der Astronomie wurde die Wirkung der Gravitation zwischen astronomischen Körpern (etwa der Planeten im Sonnensystem) durch modernere Theorien immer genauer beschrieben. So gelang es etwa, die Bewegung des Planeten Merkur mit Hilfe der allgemeinen Relativitätstheorie sehr genau zu beschreiben. Mit Hilfe der Himmelsmechanik werden heute alle Bewegungen von Himmelskörpern, die in der Astronomie beobachtet werden, beschrieben. Dabei handelt es sich insbesondere um die Bewegungen
- der Körper im Sonnensystem, inklusive der Monde und der Kleinkörper wie Asteroiden, und Kometen,
- der einzelnen Sterne in Sternsystemen wie offenen und kugelförmigen Sternhaufen und
- der astronomischen Objekte innerhalb von Galaxien und die Bewegung von Galaxien zueinander, z. B. in Galaxienhaufen. Die Bewegung der verschiedenen Körper wird in einem geeigneten Koordinatensystem beschrieben. Um die so gewonnenen Daten weiter zu verarbeiten, müssen diese in gebräuchliche astronomische Koordinatensysteme umgerechnet werden, wie z. B. das ekliptikale zur Simulation eines Beobachters außerhalb der Ekliptik, das geozentrisch äquatoriale zur Darstellung der Positionen relativ zu anderen Sternen oder ein auf den Beobachtungsort bezogenes azimutales Koordinatensystem. Speziell die Errechnung der Planetenpositionen für einen Beobachter auf der Erde bezeichnet man als Ephemeridenrechnung. Eine historische Methode der Himmelsmechanik im geozentrischen Weltbild stellten die Epizykel des Ptolemäus dar. Kategorie:Himmelsmechanik ja:天体力学

Himmelskörper

Ein Himmelskörper ist ein natürliches Objekt, das sich am Himmel zeigt, wie zum Beispiel ein Stern (z.B. die Sonne), ein Planet (z.B. die Erde), der Erd-Mond, ein Asteroid oder Meteorid. Himmelskörper werden von der Astronomie und der Astrophysik untersucht. Ein Gegenstand dieser beiden Wissenschaften sind die astronomischen Objekte, die sich am Tag- und Nachthimmel zeigen. Ungeklärt ist die Frage, ob schwarze Löcher auch als Himmelskörper bezeichnet werden können. Siehe auch: Satellit, Raumstation Kategorie:Astronomie

Geozentrum

Der Begriff geozentrisch wird in verschiedenen Naturwissenschaften für jene Daten, Berechnungen und Modelle verwendet, die sich auf die Erde und insbesondere auf den Erdmittelpunkt, das Geozentrum beziehen. Der Begriff ist vom griech. γη (Ge, die Erde) abgeleitet und charakterisiert das für die Astronomie und Geodäsie günstigste Bezugssystem im Erdschwerpunkt bzw. im Zentrum des Erdellipsoids. Im Gegensatz dazu kennt man:
- topozentrisch: auf den Standpunkt des Beobachters bezogen (griech. τoπoσ, der Ort) - also letztlich für alle Messungen und Sinneseindrücke,
- baryzentrisch: auf den Schwerpunkt des Erde-Mond-Systems bezogen; es bedeutet teilweise auch den Schwerpunkt des Planetensystems, z.B. für die Atomzeitskala TAB (temps atomique barymetrique)
- heliozentrisch: auf den Sonnenmittelpunkt bezogen, der sich vom Schwerpunkt des Planetensystems um 0,5 bis 1,7 Sonnenradien km unterscheidet.
- galaktisch (galaktozentrisch): auf das Gravitationszentrum der Milchstraße bezogen (von uns ca. 35.000 Lichtjahre entfernt).
- inertial: auf ein nicht beschleunigtes, nicht rotierendes Koordinatensystem in einem dieser 5 möglichen Zentren bezogen. Geozentrisch sind unter anderem:
- alle Berechnungen von Satellitenbahnen, Raketen und erdnahen Raumsonden,
- die meisten Berechnungen von Sternkoordinaten ("Scheinbare Sternörter"),
- geozentrische Koordinaten von einigen tausend globalen Vermessungspunkten (auch kartesische Koordinaten genannt)
- geozentrische Breiten, die sich von geografischen Breiten um bis zu 0,2° oder 20 km unterscheiden. Die geozentrischen und bary- bzw. heliozentrischen Richtungen nach Himmelskörpern unterscheiden sich je nach deren Entfernung. Bei Planeten können es Werte bis 180° sein (z.B. bei Sonnenfinsternis oder Venusdurchgang), bei nahen Sternen bis 0.7" (Parallaxe von Alpha Centauri. Das "Geozentrische Weltbild" betrifft einen anderen Aspekt des Wortes. Es ist die Deutung der astronomischen Erscheinungen aus der Sicht eines Beobachters auf der Erde, deren Größe gegenüber der Sphäre (Himmelskugel) als fast Null angesehen wird. Daher kann dieses System sowohl geozentrisch im obigen Sinn als auch topozentrisch sein. Das Geozentrische Weltbild war vor allem vor der Renaissance verbreitet. Siehe auch: Astronomie, Geografie, Geodäsie, Philosophie, Erdinneres, Geschichte der Astronomie, Galilei, Landesvermessung, Satellitengeodäsie Kategorie:Astronomisches Koordinatensystem Kategorie:Geodäsie Kategorie:Himmelsmechanik

Monat

Ein Monat ist ein Teil des Jahres. Das Wort stammt von "Mond" ab und bezeichnete ursprünglich die Zeit zwischen zwei gleichen Mondphasen (ca. 29,5 Tage). Solche Synodischen Monate bildeten die Grundbausteine der ersten Kalender, welche Lunar- oder Mondkalender waren, und später teilweise zu Lunisolarkalender weiterentwickelt wurden. Solche Kalender sind auch heute noch in weiten Teilen der Welt gebräuchlich, und beispielsweise der jüdische Kalender, der islamische Kalender und der traditionelle chinesische Kalender bezeichnen weiterhin einen Phasendurchlauf des Mondes als Monat. Indes liegt in der Zeit eines Sonnenjahres eine unganzzahlige Menge von Mondmonaten, so dass man bei Einführung eines Solar- oder Sonnenkalenders die Länge der Monate entsprechend anpassen musste. Eine solche Bindung der Jahrlänge an die Dauer eines Erdumlaufs um die Sonne und die damit verbundene Trennung der Monate vom Mondlauf erfolgten zuerst im alten Ägypten im Jahre 238 v. Chr. und wurde von Julius Cäsar im Jahre 46 v.Chr. auch für die römische Republik übernommen [womit diese Jahre eigentlich sinnvolle Epochen für die Zeitrechnung des juliano-gregorianischen Kalenders wären]. Neben diesem julianischen Kalender und dem ihn ablösenden und heute für die meisten Menschen alltäglichen gregorianischen Kalender sind auch noch einige andere Sonnenkalender in Gebrauch, bei denen ein (Kalender-)Monat als ein bestimmter Teil des Sonnenjahres mit einer festgelegten Anzahl von Tagen definiert wird, beispielsweise der griechisch-orthodoxe Kalender, der koptische Kalender, der zoroastrische Kalender, der iranische Kalender, der Malayalam-Kalender sowie verschiedene südasiatische Kalender. Da der Julianisch-Gregorianische Kalender von den Römern auf uns gekommen ist, sind auch die heute im allgemeinen gebräuchlichen Monatsnamen lateinischen Ursprungs, und die meisten davon lassen sich auf den altrömischen Kalender, den Vorläufer des julianischen Kalenders, zurückführen. Auch bei den wahrscheinlich meisten anderen Völkern, die den Julianisch-Gregorianischen Kalender benutzen sind die allgemein verwandten Monatnamen von den lateinischen abgeleitet. Indes bestanden in etlichen Sprachen auch nebenher eigene Monatsbezeichnungen (die neueren Formen der deutschen sind unten angegeben) oder wurden zeitweise eingeführt, wie beispielsweise im französischen Revolutionskalender.

Monate

Heute bezeichnet der Begriff im gregorianischen Kalender nur noch festgelegte Jahresabschnitte, deren Länge von der eines Mondzyklus mehr oder weniger stark abweicht. Die 12 Monate sind (die alten deutschen Namen in Klammern): #Januar, Jänner (Hartung, Eismond) #Februar, Feber (Hornung, Schmelzmond, Taumond, Narrenmond, Rebmond, Hintester) #März (Lenzing, Lenzmond) #April (Ostermond) #Mai (Wonnemond) #Juni (Brachet, Brachmond) #Juli (Heuert, Heumond) #August (Ernting, Erntemond, Bisemond) #September (Scheiding, Herbstmond) #Oktober (Gilbhart, Gilbhard, Weinmond) #November (Nebelung, Windmond, Wintermond) #Dezember (Julmond, Heilmond, Christmond, Dustermond)

Bedeutung der Monatsnamen

Januar

(auch Jänner) nach Janus, dem Beschützer der Stadttore, Gott des Aus- und Einganges, im übertragenen Sinne des Anfangs und des Endes, doppelköpfig dargestellt, blickt nach zwei Seiten, nämlich vorwärts und rückwärts. Ianua - Schwelle (zum neuen Jahr).

Februar

(auch Feber) der Reinigungs- bzw. Sühnemonat, weil in der zweiten Hälfte die Reinigung der Lebenden und die Sühnung der Verstorbenen vorgenommen wurde lat. februare = reinigen.

März

benannt nach Mars, dem Gott des Krieges und der Vegetation. Im altrömischen Kalender begann das Jahr mit dem März, daraus ergibt sich die Verschiebung der numerischen Monate September bis Dezember.

April

wird abgeleitet von lat. aperire = öffnen, der Monat der Öffnung bzw. des Aufblühens.

Mai

Maia (Mythologie), eine Bergnymphe, Tochter des Atlas und der Pleione gab diesem Monat den Namen. Auf dem arkadischen Berg Kyllene vermählte sich Zeus, der Göttervater, mit ihr. Hermes, der Götterbote ist ihr Sohn. Maia war zuständig für Wachstum und Vermehrung.

Juni

benannt nach Juno, einer altitalischen Gottheit, der die meisten Eigenschaften der griechischen Götterkönigin Hera übertragen wurden.

Juli

Ursprünglich Quintilis, der fünfte Monat. Geburtsmonat Cäsars. Nach ihm wurde dieser Monat seit 44 v. Chr. Julius (Juli) genannt.

August

Dies war ursprünglich der sechste Monat, dementsprechend Sextilis genannt, des alten römischen Kalenders. Er wurde zu Ehren des ersten römischen Kaisers Augustus im Jahre 8 v. Chr. in Augustus umbenannt. Dies war verbunden mit einer Verlängerung des Monats um einen Tag, der dem Februar genommen wurde, nach welcher der Monat des Augustus ebenso lang war wie der Caesars. 22 Jahre später, 14 n.Chr., wurde der August der Sterbemonat seines Namenspatrons. [Die Reihenfolge der Ereignisse scheint sonderbar, aber zumindest die letzte Jahreszahl darf als sicher gelten.]

September

(lat. septem - sieben) der siebte Monat im Römischen Kalender. An diesem und den folgenden Monatsnamen kann man erkennen, dass man mit der Zählung ursprünglich im Monat März begann. Seit 153 v. Chr. traten in Rom die für ein Jahr gewählten Konsuln ihr Amt jeweils am 1. Januar an, der sich bald als Jahresbeginn einbürgerte.

Oktober

der achte Monat (lat. octo - acht) nach dem Römischen Kalender. Auch hier konnte sich die Bezeichnung "Domitianus" nicht durchsetzen.

November

Monat neun (lat.novem = neun).

Dezember

der 10. Monat (lat.decem = 10) im Julianischen Kalender

Quellen

- http://de.wikipedia.org/
- http://wiki-de.genealogy.net/wiki/Kategorie:Kalender
- Irmscher, Johannes & Johne, Renate [Hrsg.]: "Lexikon der Antike" VEB Verlag Enzyklopädie Leipzig, 1977.
- . . .

Siehe auch

- Kalenderdatum
- Datumsformat - die Form, in der ein Kalenderdatum schriftlich fixiert wird
- Kalender (Gregorianischer Kalender) - die Festlegung der Zeiteinteilung eines Jahres
- Zeitrechnung (Chronologie) - die zyklische sowie die lineare Strukturierung der Zeit
- Monatsnamen in anderen Sprachen
- Alte isländische Monatsnamen

Wikipedia-Links zum Themenkomplex Kalender und Zeit

Kategorie:Kalender Kategorie:Zeitbegriff Kategorie:Maßeinheit ja:月 (暦) simple:Month

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.

Mythologische Anfänge

1970 Die älteste bekannte Darstellung des Mondes ist eine 5.000 Jahre alte Mondkarte aus dem irischen Knowth. Als weitere historisch bedeutende Abbildung in Europa ist die Himmelsscheibe von Nebra zu nennen. Das Stein-Monument Stonehenge diente eventuell als Observatorium und war so gebaut, dass damit auch Bahneigenschaften des Mondes vorhersagbar oder bestimmbar gewesen sind. In allen archäologisch untersuchten Kulturen gibt es Hinweise auf die große kultische Bedeutung des Mondes für die damaligen Menschen. Der Mond stellte meist eine zentrale Gottheit dar, als weibliche Göttin, zum Beispiel bei den Thrakern Bendis, bei den Ägyptern Isis, bei den Griechen Selene, Artemis und Hekate sowie bei den Römern Luna und Diana, oder als männlicher Gott wie beispielsweise bei den Sumerern Nanna, in Ägypten Thot, in Japan Tsukiyomi, bei den Azteken Tecciztecatl und bei den Germanen Mani. Fast immer wurden Sonne und Mond dabei als entgegengesetzt geschlechtlich gedacht, auch wenn die Zuordnung variierte. Ein häufig vorkommender Gedanke ist das Bild von den drei Gesichtern der Mondgöttin: bei Neumond die verführerische Jungfrau voller Sexualität, bei Vollmond die fruchtbare Mutter und bei abnehmendem Mond das alte Weib oder die Hexe mit der Kraft zu Heilen, zum Beispiel bei den Griechen mit Artemis, Selene und Hekate sowie bei den Kelten Blodeuwedd, Morrigan und Ceridwen. Der Mond hat bis in die Neuzeit hinein seine Faszination nicht verloren und ist bis heute Gegenstand von Romanen und Fiktionen, von Jules Vernes „Reise zum Mond“ über Jacques Offenbachs „Frau Luna“ bis hin zum „modernen“ Traum einer Besiedelung des Mondes.

Kalender

Neben der mythologischen Verehrung nutzten unsere Vorfahren schon sehr früh den regelmäßigen und leicht überschaubaren Rhythmus des Mondes für die Beschreibung von Zeitspannen und als Basis eines Kalenders, noch heute basiert der islamische Kalender auf dem Mondjahr mit 354 Tagen (12 synodische Monate). Mit dem Übergang zum Ackerbau wurde die Bedeutung des Jahresverlaufs für Aussaat und Ernte wichtiger. Um dies zu berücksichtigen, wurden zunächst nach Bedarf, später nach feststehenden Formeln wie zum Beispiel dem metonischen Zyklus Schaltmonate eingefügt, die das Mondjahr mit dem Sonnenjahr synchronisierten. Auf diesem lunisolaren Schema basieren zum Beispiel der altgriechische und der jüdische Kalender. Von den alten Hochkulturen hatten einzig die Ägypter ein reines Sonnenjahr mit 12 Monaten à 30 Tagen sowie 5 Schalttagen, das heißt ohne strengen Bezug zum synodischen Monat von 29,5 Tagen, vermutlich weil für die ägyptische Kultur die genaue Vorhersage der Nilüberschwemmungen und damit der Verlauf des Sonnenjahres überlebensnotwendig war.

Entwicklung der Mondforschung

Die erste, wenn auch nur skizzenhafte Darstellung der sichtbaren Strukturen des Mondes stammt von Galileo Galilei (1609), die ersten brauchbaren stammen von Johannes Hevelius, der mit seinem Werk Selenographia (1647) als Begründer der Selenographie gilt. In der Nomenklatur der Mondstrukturen setzte sich das System von Giovanni Riccioli durch, der in seinen Karten von 1651 die dunkleren Regionen als Meere (Mare, Plural Maria) und die Krater nach Philosophen und Astronomen bezeichnete. Allgemein anerkannt ist dieses System jedoch erst seit dem 19. Jahrhundert. Tausende Detailzeichnungen von Bergen, Kratern und Wallebenen wurden von Johann Hieronymus Schröter (1778-1813) angefertigt, der auch viele Mondtäler und Rillen entdeckte. Den ersten Mondatlas gaben Wilhelm Beer und Johann Heinrich Mädler 1837 heraus, ihm folgte bald eine lange Reihe fotografischer Atlanten. Die Qualität der Karten wurde in den 1960ern deutlich verbessert, als zur Vorbereitung des Apollo-Projekts eine Kartierung durch die Lunar Orbiter-Sonden aus einer Mondumlaufbahn heraus stattfand. Die heute genauesten Karten stammen aus den 1990ern durch die Clementine- und Lunar-Prospector-Missionen. Lunar-Prospector Die Höhenbestimmung von Kratern, Gebirgen und Ebenen war mit Fernrohrbeobachtungen sehr problematisch und erfolgte meist durch Analyse von Schattenlängen, wofür Josef Hopmann Spezialmethoden entwickelte. Erst durch die Sonden-Kartierungen kennt man verlässliche Werte: die Krater, mit Durchmessern bis zu 300 Kilometer, wirken zwar steil, sind aber nur wenige Grad geneigt, die höchsten Erhebungen hingegen erreichen eine Höhe von bis zu 10 Kilometer über dem mittleren Niveau. Ein bedeutender Fortschritt in der Untersuchung des Mondes wurde durch die Satellitenmissionen erzielt. Die sowjetische Sonde Lunik 1 kam erstmals dem Mond 65.000 km nahe, Lunik 2 traf ihn schließlich und Lunik 3 lieferte die ersten Bilder der Mondrückseite. Das US-amerikanische Apollo- und das sowjetische Luna-Programm brachten bei neun Missionen zwischen 1969 und 1976 insgesamt 382 Kilogramm Mondgestein von der Mondvorderseite zur Erde zurück. Die folgende Tabelle gibt einen Überblick über die Missionen, die Gesteinsproben zur Erde zurückführten. 1979 wurde der erste Mondmeteorit in der Antarktis entdeckt, dessen Herkunft vom Mond allerdings erst einige Jahre später erkannt wurde. Mittlerweile kennt man noch mehr als zwei Dutzend weitere. Diese bilden eine komplementäre Informationsquelle zu den Gesteinen, die durch die Mondmissionen zur Erde gebracht wurden: Während man bei den Apollo- und Lunaproben die genaue Herkunft kennt, dürften die Meteorite, trotz der Unkenntnis ihres genauen Herkunftsortes auf dem Mond, repräsentativer für die Mondoberfläche sein, da einige aus statistischen Gründen auch von der Rückseite des Mondes stammen sollten.

Menschen auf dem Mond

Rückseite Im Rahmen des kalten Kriegs unternahmen die USA und die UdSSR in den 1960ern einen Anlauf zu bemannten Mondlandungen, die jedoch nur von den USA realisiert wurden. Am 21. Juli 1969 setzte mit Neil Armstrong der erste von 12 Astronauten im Rahmen des Apollo-Projekts seinen Fuß auf den Mond, wegen der hohen Kosten wurde das Programm nach sechs erfolgreichen Missionen 1972 eingestellt. Während des ausgehenden 20. Jahrhunderts wurde immer wieder über eine Rückkehr zum Mond und die Einrichtung einer ständigen Mondbasis spekuliert, aber erst durch Ankündigungen der US-Präsidenten George W. Bush und der NASA Anfang 2004 zeichnen sich konkrete Pläne ab. Demnach planen die USA im Jahr 2018 wieder vier Astronauten auf den Mond zu schicken. ;Chronologische Liste der 12 Männer, welche den Mond betreten haben. 2004 # Neil A. Armstrong # Edwin E. „Buzz“ Aldrin # Charles P. Conrad # Alan L. Bean # Alan B. Shepard # Edgar D. Mitchell # David R. Scott # James B. Irwin # John W. Young # Charles M. Duke # Eugene A. Cernan # Harrison H. Schmitt Als letzter Mensch verließ Eugene A. Cernan den Mond.

Zitat

- Glauben Sie wirklich, der Mond ist nicht da, außer wenn jemand hinschaut? – Albert Einstein zu Vertretern der Quantentheorie.

Siehe auch

- Apollo-Projekt
- Sowjetisches Mondprogramm
- Impaktkrater
- Libration
- Lichtverschmutzung
- Luna-Programm
- Monat
- Mondfinsternis
- Neumond
- Vollmond

Weblinks

- [http://www.moonphaseinfo.com/ Aktuelle Mondphase]
- [http://www.astro.univie.ac.at/~wuchterl/Kuffner/mond/mondphasen.html Studien widerlegen behauptete Mondeinflüsse]
- [http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/luna.html Die Neun Planeten: Der Mond]
- [http://www.astrosurf.com/avl/UK_index.html Mondatlassoftware]
- [http://moon.google.com moon.google.com – Onlinemondatlas]
- [http://www.mondatlas.de/ Aktuelles über den Mond & Mondatlas]
- [http://www.lpi.usra.edu/research/apollo/catalog/metric/ 2004 veröffentlichte Detailaufnahmen der Mondoberfläche aus den Apollo-Missionen 15-17]
- [http://home.versanet.de/~adler-computer/Mondfoto/index.htm Mondfotografie]
- [http://www.astro.univie.ac.at/~wuchterl/Kuffner/im_brennp/archiv2003/was_ist_ein_mond.html Was ist ein Mond?]

Videos

- Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990131.rm Wie entstand der Mond?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990620.rm Warum fällt der Mond nicht auf die Erde?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=020929.rm War die Mondlandung echt?] Kategorie:Erdmond ja:月 ko:달 ms:Bulan (satelit) simple:Moon th:ดวงจันทร์ zh-min-nan:Go̍eh-niû

Ekliptik

Die Ekliptik (griechisches weibliches Adjektiv εκλειπτική [τροχιά], ekliptikí [trochiá] – die verdeckende [Umlaufbahn], von έκλειψη, éκlιpsi – wörtlich die Überlagerung, Verdeckung oder Auslöschung, vergleiche Ellipse) ist die Projektion der scheinbaren Bahn der Sonne im Verlauf eines Jahres auf die Himmelskugel. Die Ekliptik ist ein Großkreis am Himmel, das heisst sie definiert eine Ebene, in der sowohl der Mittelpunkt der Erde als auch der Mittelpunkt der Sonne liegen. Diese Ebene ist die Bahnebene der Erde und wird auch Ekliptikebene oder Ekliptikalebene genannt.

Details

Die Rotationsachse der Erde steht nicht senkrecht auf dieser Ebene, sondern bildet mit ihr einen Winkel von etwa 66,56 Grad. Da die Erde von der Kugelgestalt abweicht, bewirken die Gezeitenkräfte von Mond und Sonne ein Drehmoment, welches die Erdachse aufzurichten versucht. Dadurch kreiselt die Erdachse einmal in 25.780 Jahren. Dieses Phänomen wird die Präzession der Erdachse genannt. Die Ekliptik schließt mit der Ebene des Erd- bzw. Himmels-Äquators derzeit einen Winkel von 23,44° ein, die Schiefe der Ekliptik. Der Winkel ändert sich jedoch langperiodisch durch Gravitationseinflüsse der Körper im Sonnensystem aufeinander – zwischen etwa 21° 55' und 24° 18' in 41.000 Jahren. Dieser Effekt trägt zur Entstehung der Eiszeiten bei.

Geschichte

Der Name „Ekliptik“ stammt vom griechischen Wort für Verdunkelung (Ekleïpsis, εκλειψις), weil Sonnen- oder Mondfinsternisse nur dann vorkommen, wenn der Neu- bzw. Vollmond sehr nahe der Ekliptik stehen. Im geozentrischen Weltbild der Antike und des Mittelalters kreist die Sonne auf der Ekliptik innerhalb eines Jahres um die Erde. Der Bereich beiderseits der Ekliptik, innerhalb dessen die scheinbaren Bewegungen von Mond und Planeten verlaufen, wird Zodiak oder „Tierkreis“ genannt. Die Fixsterne sind bezüglich der Himmelskugel praktisch bewegungslos und bilden, von der Erde aus betrachtet, die Sternbilder. Zwölf der dreizehn Sternbilder, die von der Ekliptik geschnitten werden, wurden von der Astrologie als Grundlage zur Benennung der Tierkreiszeichen verwendet. Aufgrund der Präzession seit der Benennung der Tierkreiszeichen sind diese und die gleichnamigen Sternbilder aber nicht deckungsgleich, sondern um etwa 30°, also ein Tierkreiszeichen verschoben.

Siehe auch

Keplersche Gesetze, Sonnenfinsternis, Sommer, Winter

Weblinks

- [http://www.greier-greiner.at/hc/ekliptik.htm Kurzer Einführungsartikel] Kategorie:Himmelsmechanik Kategorie:Astronomisches Koordinatensystem ja:黄道 ko:황도 th:สุริยวิถี

Bogensekunde

Eine Bogensekunde ist eine Winkel-Maßeinheit, die 1/3600 Grad entspricht. Sechzig Bogensekunden entsprechen einer Bogenminute und 60 Bogenminuten entsprechen schließlich ein Grad. Das Symbol für Bogensekunden ist das Sekundenzeichen und besteht aus zwei geraden, geneigten Strichen: 1″ = 1 Bogensekunde. Es entspricht dem Zollzeichen. Ersatzweise werden auch zwei vertikale Striche (") verwendet. Zum Vergleich: Das menschliche Auge hat eine Auflösung von etwa 60″ und kann damit theoretisch zwei senkrechte kantige Objekte, die 1 Meter auseinander stehen, noch in 3-4 km Entfernung auseinander halten. De facto mindert die Form der Objekte oder schwacher Kontrast diesen Wert. Der engste Doppelstern (ε im Sternbild Leier), den nur sehr scharfe Augen noch getrennt wahrnehmen, hat 208″ Distanz. Andererseits haben unsere Augen die Fähigkeit, auch viel feinere Details noch zu erkennen, wenn sie linienförmig sind und mehrere Sehzellen anregen. So kann man etwa einen Mast noch am Horizont ausmachen, wenn er unter 20-30″ erscheint.

Siehe auch

- Bogenmaß
- Bogenminute Kategorie:Astronomisches Koordinatensystem Kategorie:Maßeinheit ja:秒 (角度) ko:각초

Ekliptikale Breite

Die ekliptikale Breite β ist eine der zwei Himmelskoordinaten des ekliptikalen Koordinatensystems. Sie zählt von der Ekliptik - der scheinbaren jährlichen Sonnenbahn unter den Sternen - positiv nach Norden (Richtung nördl.Himmelspol) und negativ nach Süden und wäre mit der geografischen Breite zu vergleichen. Bei der Sonne ist β fast Null, weil deren Bahn ja zur Definition der Ekliptik dient. Hätte die Erde keinen Mond, würde ß trotz Bahnstörungen durch andere Planeten maximal einige 0,01" erreichen. Da jedoch der Mond mehr als 1% der Erdmasse besitzt, kreist er nicht um die Erde, sondern um den gemeinsamen Schwerpunkt, das sog. Baryzentrum. Dessen Ablage von etwa 5000 km bewirkt eine leichte Auf- und Abbewegung der Erde aus der Ekliptikebene von bis zu 1". Die zweite Koordinate heißt ekliptikale Länge (λ) und zählt in der Ekliptik in Richtung des jährlichen Sonnenlaufs. Wegen einer geringen Abweichung der Erdbahn von der Kreisform verläuft λ_Sonne aber nicht ganz gleichmäßig, sondern ändert sich im Winter rascher als im Sommer (0,95 bis 1,02° täglich), was die sog. Zeitgleichung verursacht. Bei den Planeten kann die ekliptikale Breite β 1° bis 7° betragen, weil ihre Bahnebenen gegen die Ekliptik um einige Grad geneigt sind (nur Pluto mit 17° übertrifft die 7°-Neigung der Merkurbahn, wird aber nicht mehr als Planet angesehen).
Bei manchen Asteroiden (Kleinplaneten) kann die Neigung jedoch 20° übersteigen, ebenso bei Kometen und anderen Kleinkörpern. Über die Umrechnung zwischen ekliptikalen Koordinaten (β, λ) und äquatorialen Koordinaten α, δ siehe der Parallel-Artikel "Ekliptikale Länge". Siehe auch:
- Koordinatensystem, Rektaszension, Deklination
- Planeten, Bahnbestimmung, Himmelsmechanik Kategorie:Astronomisches Koordinatensystem

Planet

Ein Planet ist ein Himmelskörper, der nicht selbst leuchtet und sich in einer keplerschen Umlaufbahn um einen Stern bewegt. Der Name stammt vom griechischen „plánetes“ und bedeutet „die Umherschweifenden“ bzw. „der Wanderer“ (altgriechisch). Früher wurden Planeten auch als Wandelsterne bezeichnet. Die meisten Planeten des Sonnensystems werden von Monden umkreist. Die erste weiche Landung auf einem anderen Planeten gelang der Menschheit am 15. Dezember 1970 mit der sowjetischen Sonde Venera-7. Mit Venera-3 und Venera-4 gelangen zuvor erste harte und fast-weiche Planeten-Landungen am 1. März 1966 und am 18. Oktober 1967, wobei Venera-4 über die gesamte Betriebszeit von 96 Minuten aus der Venus-Atmosphäre erfolgreich Daten übertrug. Ende des 20. Jahrhunderts wurde der erste Planet außerhalb des Sonnensystems (Exoplaneten) entdeckt, der den Stern 51 Pegasi umkreist. Die Zahl der bekannten Exoplaneten stieg seither stark an.

Planeten unseres Sonnensystems

Hauptartikel: Sonnensystem
- Erdähnliche (felsige) Planeten (inneres Planetensystem):
- 1 Merkur
- 2 Venus
- 3 Erde
- 4 Mars
- Iovianische Planeten / Gasriesen (äußeres Planetensystem):
- 5 Jupiter
- 6 Saturn
- 7 Uranus
- 8 Neptun
- Transneptunische Objekte (TNOs):
- 9 Pluto Zusätzlich könnte das Objekt 2003UB₃₁₃ als zehnter Planet in diese Liste aufgenommen werden. Jedoch ist der Status des Objekts bislang noch nicht von der AIU endgültig geklärt. Die mittleren Abstände der Planeten zur Sonne lassen sich recht genau mit der Titius-Bodeschen Reihe angeben. Zwischen Mars und Jupiter klafft hier eine Lücke, die durch den Asteroidengürtel gefüllt wird; allerdings tritt der Abstand des Neptuns nicht in der Reihe auf.

Gruppierung

Der Asteroidengürtel trennt das innere vom äußeren Planetensystem. Der große Bereich der TNOs wird mitunter auch als eine dritte Zone angesehen. Damit zählen Merkur, Venus, Erde und Mars zu den inneren Planeten, und Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto zu den äußeren Planeten, wobei der Status von Pluto als Planet allerdings umstritten ist. Diese Unterscheidung ist nicht zu verwechseln mit der Gruppierung in die unteren Planeten, welche die Sonne innerhalb der Erdbahn umlaufen – also Merkur und Venus – und in die oberen Planeten, die sich außerhalb der Erdbahn bewegen.

Merkregeln

Um sich die Planeten und ihre Reihenfolge zu merken gibt es auch einige Merksprüche.

Definition

Es gibt bis heute kein klar definiertes Unterscheidungsmerkmal zwischen Planeten und Asteroiden. So ist der Planeten-Status von Pluto aufgrund seiner geringen Größe und seiner stark elliptischen sowie gegen die Ekliptik geneigten Bahn umstritten. Viele Astronomen rechnen ihn dem Kuipergürtel zu, einem Reservoir von Kometen und Asteroiden, das im Inneren bis an die Neptun-Bahn heranreicht. Kürzlich entdeckte ähnlich große Himmelskörper im Kuipergürtel, insbesondere 2003UB₃₁₃, haben die Diskussion um Plutos Status neu entfacht.

Die zwei häufigsten Definitionsversuche

1. Eine plausible Erklärung zur Definition eines Planeten gibt das California Institute of Technology, das eng mit der NASA zusammen arbeitet: :Ein Objekt im Sonnensystem wird als Planet bezeichnet, wenn es eine größere Masse hat als alle anderen Objekte zusammen, die sich im selben Orbit befinden. Somit ist die Erde ein Planet, da sie schwerer ist als alle Asteroiden, die dieselbe Umlaufbahn wie die Erde haben. :Problem: Pluto ist zwar das größte Objekt in seiner Umgebung, jedoch nicht schwerer als die Summe seiner Nachbarobjekte, weshalb er laut dieser Definition nicht als Planet eingestuft werden kann. Zählt man Pluto zu Neptuns Umlaufbahn, dann wird dies noch deutlicher. Danach hätte unser Sonnensystem anstatt neun also nur acht Planeten. 2. Andere definieren Planeten als :Gesteinskugel, die sich auf Grund der eigenen Gravitation zu einer solchen geformt hat. :Problem hierbei: Diese Definition würde zwar die meisten Asteroiden und Kometen ausschließen, doch würden alle großen Monde, auch der Erdenmond, dazu zählen und unser Sonnensystem hätte hunderte von Planeten. Die für die Namensgebung von Himmelskörpern zuständige Internationale Astronomische Union (IAU), hat im Jahr 2004 ein Komitee eingesetzt, das verbindliche Kriterien für die Definition eines Planeten erarbeiten soll. Im Sommer 2006 sollen die Ergebnisse dieser Arbeiten veröffentlicht werden. Die wichtigsten bekannten Eigenschaften der Planeten des Sonnensystems sind unter Planet (Tabelle) tabellarisch erfasst.

Geschichte der Entdeckung

Planeten des Sonnensystems

Die Planeten Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn sind mit bloßem Auge am Nachthimmel erkennbar und erscheinen heller als die meisten Fixsterne. Sie waren bereits in der Antike bekannt und wurden von vielen Kulturen mit ihren Hauptgöttern identifiziert. Die noch heute verwendeten Namen stammen aus der römischen Mythologie. Obwohl es bereits in der Antike Vertreter des Heliozentrischen Weltbilds gab (zum Beispiel Aristarchos von Samos), wurde bis Mitte des 16. Jahrhunderts allgemein angenommen, dass sich die Planeten mitsamt der Sonne um die Erde bewegen (Geozentrisches Weltbild). 1543 veröffentlichte Nikolaus Kopernikus, angeregt durch Aristarchos, sein Werk „Von den Umdrehungen der Himmelssphären“, in dem er die Sonne in den Mittelpunkt stellte und die Erde als weiteren Planet erkannte. Unter günstigen Bedingungen ist Uranus auch mit bloßem Auge zu erkennen, und er wurde bereits 1690 fälschlicherweise als Stern katalogisiert. Er wurde erst 1781 von Sir Friedrich Wilhelm Herschel als Planet erkannt. Mit Hilfe der älteren Beobachtungen gelang es Johann Elert Bode die Umlaufbahn genau zu bestimmen. Anhand von Bahnstörungen des Uranus berechneten Urbain Jean Joseph Leverrier und John Couch Adams unabhängig die Bahn eines weiteren Planeten, dies führte am 23. September 1846 zur Entdeckung Neptuns durch Johann Gottfried Galle. Durch den neu entdeckten Planeten konnten jedoch nicht sämtliche Unregelmäßigkeiten in der Uranus-Bahn erklärt werden. Schließlich wurde 1930 von Clyde W. Tombaugh ein weiteres Objekt entdeckt und später Pluto genannt, der bislang als neunter Planet gilt. Die Existenz eines weiteren Planeten (Transpluto oder Planet X) im Sonnensystem galt lange als unwahrscheinlich. Seit Ende der 1990er Jahre werden zusehends Objekte jenseits der Neptun- beziehungsweise der Plutobahn entdeckt. Diese transneptunischen Objekte werden gelegentlich von der Presse ebenfalls als Planet bezeichnet. So zum Beispiel Quaoar (2002), Orcus (2004) Sedna (2004) oder 2003UB₃₁₃ (2005).

Exoplaneten

Hauptartikel: Exoplanet Die ersten Planeten überhaupt, die außerhalb unseres Sonnensystems entdeckt wurden, umkreisen den Pulsar mit dem Namen PSR 1257+12. Durch genaue Messungen der Wiederkehrzeit des Strahls, der uns vom Pulsar erreicht, konnten 1994 drei Planeten mit Massen von 0,02, 4,3 und 3,9 Erdmassen nachgewiesen werden. Auf diesen Planeten ist Leben, wie wir es von der Erde kennen, praktisch ausgeschlossen. Der erste Exoplanet in einem Orbit um einen sonnenähnlichen Stern wurde 1995 von Professor Michel Mayor vom Departement für Astronomie der Universität Genf und seinem Mitarbeiter Didier Queloz mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt. Der Planet rotiert im 4,2-Tagestakt um den ca. 40 Lichtjahre entfernten Stern Pegasus 51 und hat 0,46 Jupitermassen. Im Mai 2005 waren 156 extrasolare Planeten in 136 Systemen bekannt, darunter 13 Systeme mit zwei, zwei Systeme mit 3 und 1 System mit 4 Planeten (keine mit mehr). Im Umkreis von ca. 100 Parsec wurden bis jetzt um 7% der Sterne Planeten gefunden. Die meisten der bis jetzt entdeckten Systeme sind aber nicht mit unserem Sonnensystem vergleichbar, es handelt sich meist um Gasriesen, die ihren Zentralstern in einer sehr engen Umlaufbahn umkreisen. Solche Planeten werden von Astronomen hot Jupiters genannt. Nach einer Theorie sind sie, wie Jupiter, in relativ großem Abstand von ihrem Zentralstern in der Akkretionsscheibe entstanden, dann aber nach innen gewandert. Nach einer anderen Theorie sind sie jedoch wie Sterne aus einer Gaswolke kondensiert. Exoplaneten im Orbit um sonnenähnliche Sterne konnten bis 2005 nicht mit Teleskopen direkt beobachtet werden, da sie sehr lichtschwach sind. Sie werden von dem um ein Vielfaches helleren Stern, um den sie kreisen, überstrahlt. Das Auflösungsvermögen von erdgestützten Teleskopen reicht heute noch nicht dazu aus, um zwei so relativ nahe beieinander liegende Objekte mit so großem Helligkeitsunterschied wie einem Planet und seinem Stern getrennt darzustellen. Man nutzt daher verschiedene indirekte Methoden wie die Transitmethode, bei der durch die Bedeckungen des Sterns durch den Planeten periodische Helligkeitsabsenkungen des Sterns verursacht werden, falls die Umlaufbahn so liegt, dass der Planet von uns aus gesehen genau vor dem Stern vorbeizieht. Eine andere Methode ist die Radialgeschwindigkeitsmethode, bei der der Planet durch seinen Schwerkrafteinfluss am Stern zieht (beide kreisen um den gemeinsamen Schwerpunkt) und somit von der Erde aus diese periodische Bewegung eine abwechselnden Blauverschiebung und Rotverschiebung (Doppler-Effekt) des Spektrums des Sterns bewirkt. Am 10. September 2004 gab das European Southern Observatory bekannt, dass möglicherweise erstmals eine direkte Aufnahme eines Planeten beim 225 Lichtjahre entfernten Braunen Zwerg 2M1207 gelungen ist. Am 30. April 2005 berichtete das ESO, im Februar und März 2005 mit dem Very Large Telescope aufgenommene Fotos zeigten zusammen mit den älteren Aufnahmen, dass sich 2M1207 und sein Begleiter, durch die Schwerkraft aneinander gebunden, tatsächlich gemeinsam bewegten. Dies könne als Beleg dafür gewertet werden, dass tatsächlich der erste fotografische Nachweis eines Exoplaneten gelungen sei.

Charakteristische Formeln

- mittlere Materiendichte:

\bar=\frac

, wobei m = Planetenmasse, R = Radius; (

\bar \geq 3\frac

gesteinig,

\bar \leq 2\frac

gasartig)
- Kreisbahngeschwindigkeit v_k um den Planeten herum:

v_k=\sqrt

, wobei G = Gravitationskonstante, m, R wie oben
- Fluchtgeschwindigkeit v_e:

v_e=\sqrt \cdot v_k = \sqrt

, wobei G, m, R wie oben

Sonstiges

Im Gegensatz zur Astronomie betrachtet die Astrologie auch die Sonne als einen „Planeten“, die Erde dagegen nicht. Der englische Komponist Gustav Holst, selbst Hobby-Astronom, schrieb die symphonische Suite „Die Planeten“. Sie gehört zu den bekanntesten Programmmusiken. Die einzelnen Titel orientieren sich an astrologischen Planeten-Symbolen, beispielsweise „Mars, der Mittler des Krieges“ oder „Neptun, der Mystische“. Das Projekt Aerovita.net wagte sich noch einen Schritt weiter und verwendete unter anderem die Planeten wie auch die Sonne und deren jeweiligen Klang, um einen neuen Weg in der Musik einzuschlagen.

Siehe auch

- Tabelle der Eigenschaften der Planeten
- Titius-Bode-Reihe
- Astronomische Objekte
- Astronomie
- Kosmologie
- Universum
- Galaxie

Literatur

- Die Zeit: Ausgabe vom 01.08.2005: Transpluto will in den exklusiven Sonnensystem-Planetenklub: Jan Osterkamp: Artikel im Onlineangebot der Zeitung erhältlich: http://apollo.zeit.de/wo/article.php?id=784848

Weblinks

- [http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/nineplanets.html Die Neun Planeten – Multimedia-Tour durch das Sonnensystem]
- [http://solarsystem.dlr.de/RPIF/ RPIF-Bildbibliothek]
- [http://www.planeten.ch/ Informationen zu allen Planeten des Sonnensystems, sowie ihren Monden und über alle extrasolaren Planeten]
- [http://www.wissenschaft24.info/planeten-forschung.php4 Aktueller und allgemeinverständlicher Newsletter zur Planetenforschung]
- [http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/ Informationen über Sedna, 2004 DW, Quaoar und 2003 UB₃₁₃– California Institute of Technology]
- [http://exoplanets.org 'Planet Search Project' (University of California) – lokalisierte die meisten Exoplaneten]
- [http://www.wissenschaft.de/wissen/news/257763.html wissenschaft.de: „Es waren einmal neun Planeten…“] Artikel vom 22.09.2005 der sich auf Nature-Veröffentlichung bezieht

Videos

- Real Video Streams: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031210.rm Wie entstehen Gasplaneten?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010121.rm&g2=1 Gibt es einen 10. Planeten?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000326.rm&e=14:25.00 Sind die Planetenbahnen stabil?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990117.rm Gibt es extrasolare Planeten?] Kategorie:Planetologie als:Planet ja:惑星 ko:행성 ms:Planet simple:Planet th:ดาวเคราะห์ zh-min-nan:He̍k-chheⁿ

Jupiter (Planet)

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Jupiter, benannt nach dem römischen Gott Jupiter, ist der fünfte und größte Planet unseres Sonnensystems. In der Astronomie verwendet man das Zeichen Sonnensystem für Jupiter

Allgemeines

Jupiter ist der innerste der Gasriesen des Sonnensystems und läuft auf einer annähernd kreisförmigen Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von 0,0489 um die Sonne. Sein sonnennächster Punkt, das Perihel, liegt bei 4,95 AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 5,459 AE. Seine Umlaufbahn ist mit 1,305° leicht gegen die Ekliptik geneigt. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt Jupiter 11 Jahre 215 Tage und 3 Stunden. Jupiter ist nachts von der Erde aus mit bloßen Auge zu erkennen. An seiner maximalen Helligkeit gemessen ist Jupiter nach Sonne, Mond und Venus das vierthellste Objekt am Himmel. (Bei günstiger Planetenkonstellation kann er sogar heller sein als die Venus). Daher war er bereits in der Antike bekannt. Eine der ersten Personen, die Jupiter mit einem Fernrohr beobachteten, war 1610 Galileo Galilei. Dabei entdeckte er die vier größten Jupitermonde Ganymed, Kallisto, Io und Europa. Diese vier Monde werden auch heute noch als Galilei'sche Monde bezeichnet. Galilei entdeckte dabei die erste Bewegung von Himmelskörpern, die nicht direkt um die Erde zentriert ist. Es war unter anderem diese Entdeckung, die zu seiner Unterstützung des heliozentrischen Weltbildes führte und ihn in Schwierigkeiten mit der Inquisition brachte. Jupiter zählt zu der äußeren Gruppe der massereichen Gasriesen, die nach ihm als die jupiterähnlichen (iovianischen) Planeten bezeichnet werden. Eine genauere Beschreibung seines Aufbaus findet sich im entsprechenden Abschnitt. Jupiter ist der massenreichste Planet in unserem Sonnensystem. Mehr noch: Er besitzt 2,5 mal soviel Masse wie alle 8 anderen Planeten zusammen. Seine Masse reicht sogar aus die Sonne ins schlingern zu bringen: Der gemeinsame Schwerpunkt von Jupiter und Sonne liegt etwa 1,068 Sonnenradien außerhalb des Sonnenzentrums (und damit oberhalb der Sonnenoberfläche). Jupiter ist aber nicht nur der schwerste, sondern mit einem Durchmesser von etwa 143.000 km auch der größte Planet unseres Sonnensystems. Er hat mit 1,326 g/cm³ wie alle Gasriesen eine geringe mittlere Dichte. Interessanterweise besitzt Jupiter fast die Maximalausdehnung eines "kalten" au