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Umlaufbahn

Umlaufbahn

Als Umlaufbahn oder Orbit wird die Bahnkurve bezeichnet, auf der sich ein Objekt periodisch um ein anderes (massereicheres, zentrales) Objekt bewegt. Die Bahn, die ein künstlicher Satellit oder ein natürlicher Himmelskörper bei Umrundung eines anderen Himmelskörpers beschreibt, hat genähert die Form einer Ellipse. Paare solcher Körper sind vor allem:
- Satellit, Raumtransporter oder Mond um die Erde
- Mond (Trabant) um einen der anderen Planeten
- Planeten, Kometen oder Asteroiden (Planetoiden) um die Sonne
- Doppelsterne umeinander.
- Jedoch sind nicht alle Bahnen geschlossen oder zeitlich stabil. Kometenbahnen können langgestreckt wie Hyperbeln sein, Mehrfachsterne oder Asteroiden auf instabile Bahnen gelangen. Der Umlauf aller Sterne um das galaktische Zentrum gleicht einer spiraligen Rotation mit 100 bis 300 Millionen Jahren. Jede Bahnellipse hat eine charakteristische Umlaufzeit, die sich aus der Masse der Objekte (vor allem des Zentralkörpers) und dem mittleren Bahnradius ergibt. Der Umlauf erfolgt genähert in einer "Bahnebene", die den Schwerpunkt der zwei Körper enthält. Der Vektor, der vom Zentralobjekt zum umlaufenden Objekt weist, wird Radiusvektor genannt.

Planeten, Bahnelemente, Doppelsterne

Am genauesten kennt man die Umlaufbahnen der Planeten unseres Sonnensystems. Anfang des 17.Jahrhunderts erkannte Johannes Kepler bei der Analyse der Marsbahn, dass diese Umlaufbahnen Ellipsen sind (siehe Keplersche Gesetze). Ähnliches gilt für alle Himmelskörper, die sich um die Sonne bewegen und keinen anderen Kräften (wie etwa der Sonnenwind) ausgesetzt sind. Aus dem Newtonschen Gravitationsgesetz kann man ableiten, dass in jedem Zweikörpersystem die Bahnen Kegelschnitte sind - das heißt Kreise, Ellipsen, Parabeln oder Hyperbeln. Hyperbelnen. Die Richtung des Bahnknotens (Ω) wird vom Frühlingspunkt gezählt (Näheres siehe Keplerellipse).]] Sie lassen sich - bei bewegten Punktmassen im Vakuum - exakt durch 6 Bahnelemente beschreiben:
- die Ellipsenform durch große Halbachse und Exzentrizität (a, e)
- die Bahnebene durch die zwei Winkel i, Ω
- und die Ellipsenlage und Perigäumszeit durch ω und T. Die wahren Umlaufbahnen weichen allerdings von diesen idealen "Keplerellipsen" ab, weil sie prinzipiell auch der Gravitationswirkung aller anderen Körper des Systems unterliegen. Solange die Körper weit genug voneinander entfernt sind, bleiben die Differenzen zu den idealisierten Kegelschnitten minimal. Die sog. Bahnstörungen lassen sich durch die "Störungsrechnung" der Himmelsmechanik ermitteln, die auf Carl Friedrich Gauß und einige seiner Zeitgenossen zurückgeht. Sie modelliert die einzelnen Kräfte und berechnet, wie die momentane Keplerellipse "oskulierend" in die nächste Ellipse übergeht. Zusätzlich bewirkt jede ungleiche Massenverteilung - wie die Abplattung von rotierenden Planeten - ein etwas inhomogenes Gravitationsfeld; es ist insbesondere an Änderungen der Bahnen ihrer Monde zu bemerken. Auch die Allgemeine Relativitätstheorie beschreibt Effekte, welche die Umlaufbahnen geringfügig verändern. Beispielsweise zeigt der Planet Merkur eine zwar kleine, aber durchaus messbare Abweichung von einer Ellipsenbahn. Er kommt nach einem Umlauf nicht mehr genau auf den Ausgangspunkt zurück, sondern folgt durch einer rechtläufigen Drehung der Apsidenlinie einer Rosettenbahn. Diese Periheldrehung kann die Newtonsche Gravitationstheorie zwar erklären, aber nicht vollständig. Dazu müsste die Sonne eine etwas abgeflachte Form haben. Eine hinreichende Erklärung für die Gesamtgröße der Periheldrehung aller betroffenen Planeten liefert die Allgemeine Relativitätstheorie. Auch Doppelsterne folgen genähert den Keplerschen Gesetzen, wenn man ihre Bewegung als zwei Ellipsen um den gemeinsamen Schwerpunkt versteht. Nur bei Mehrfachsystemen oder sehr engen Sternpaaren sind spezielle Methoden der Störungsrechnung erforderlich. Noch größere Instabilitäten weisen die Orbite zweier eng einander umkreisender Neutronensterne auf. Durch die Effekte der Raum-Zeit-Relativität entsteht Gravitationsstrahlung, und die Neutronensterne stürzen (nach langer Zeit) ineinander. Zahlreiche Röntgenquellen am Himmel sind auf diese Weise zu erklären. Als die Physiker um die Jahrhundertwende begannen, die Bahnen der Elektronen im Atom zu berechnen, dachten sie an ein Planetensystem im Kleinen. Die ersten Modelle waren Keplerbahnen der Elektronen um den Atomkern. Allerdings erkannte man bald, dass Elektronen, die um den Kern kreisen, gemäß den Maxwellgleichungen Elektromagnetische Wellen aussenden und wegen der so abgestrahlten Energie in Bruchteilen von Sekunden in den Atomkern stürzen müssten. Dies war eines der Probleme, die schließlich zur Entwicklung der Quantenmechanik führten.

Erdumlaufbahnen

Die meisten Raumflüge finden in niedrigen Bahnen (einige 100 km) um die Erde statt (z.B. Space-Shuttle-Missionen). Von besonderer Bedeutung ist auch die geostationäre Bahn in 35.800 km Höhe ohne Bahnneigung. Satelliten in diesem Orbit stehen relativ zur Erdoberfläche still, was insbesondere für Kommunikationssatelliten von Vorteil ist. Entgegengesetzte Forderungen werden an Beobachtungssatelliten wie Wettersatelliten oder Spionagesatelliten gestellt. Diese sollen nach Möglichkeit die gesamte Erdoberfläche beobachten können. Deshalb wird hier ein niedriger polarer Orbit gewählt, d.h. der Satellit fliegt ungefähr über die Pole der Erde. Durch diese Bahn können alle Breitengrade erfasst werden, und da sich die Erde unter der Bahnebene durch dreht, kann so nach und nach die gesamte Erdoberfläche untersucht werden.

Arten von Erdorbits

Low Earth Orbit (LEO)


- Höhe: 200 - 1200km
  - Höhen zwischen 1200 und 3000 km Höhe sind zwar theoretisch denkbar, werden aber auf Grund der hohen Strahlungsbelastung durch den Van-Allen-Gürtel nach Möglichkeit vermieden.
- Besonderheiten: Energieärmste Bahnen und damit am leichtesten zu erreichen. Raumfahrzeuge bewegen sich mit etwa 7 km/s mindestens 10x schneller um die Erde, als diese sich dreht.
- Wird genutzt für:
  - Low-Earth-Orbit-Satellit
  - Bemannte Raumfahrt (außer den Apollo-Missionen zum Mond) und Raumstationen.
  - Spionagesatelliten (aufgrund ihrer Erdnähe) (z.B. amerikanische Keyhole-Satelliten)
  - astronomische Satelliten (z.B. Hubble Teleskop)
  - Erderkundungssatelliten (z.B. ERS)
  - Globale Kommunikationssatellitensysteme (z.B. Iridium)

Sonnensynchroner Orbit (SSO)


- Höhe: 700-1000 km
- Besonderheiten: Durch die Abweichung der Erde von der Kugelform wirkt auf jede Satellitenbahn, die nicht genau im Äquator oder senkrecht dazu liegt, ein Drehmoment, das eine Präzessionsbewegung der Bahnebene um die Erdachse zur Folge hat. Bei Satellitenbahnen, die in die gleiche Richtung wie die Erdrotation verlaufen, wirkt die Präzessionsbewegung entgegengesetzt zur Erdrotation. Bei Bahnen entgegen der Erdrotation wirkt die Präzession in die gleiche Richtung wie die Erdrotation.
Bei einer bestimmten Inklination zwischen ca. 96° und 99° (u.a. abhängig von der Höhe des Orbits) beträgt die Präzession für Satelliten im LEO genau eine Umdrehung pro Jahr, so dass die Orientierung der Bahn gegenüber der Sonne immer gleich bleibt. Der Satellit passiert einen Punkt auf der Oberfläche immer zur selben Ortszeit, wodurch sich die gewonnenen Daten verschiedener Tage leichter vergleichen lassen, da sich das Reflexionsverhalten von Oberflächen mit dem Einfallswinkel der Sonnenstrahlen ändert. Eine genaue wissenschaftliche Klassifikation und ein Vergleich der Daten ist also nur dann möglich, wenn der Winkel Sonne-Erde-Satellit im Beobachtungszeitraum immer gleich ist, was durch den SSO erreicht wird. Bewegt sich der Satellit entlang der Dämmerungszone (Morgen- bzw. Abendstunde), läßt sich auf optischen Aufnahmen die Höhe von Objekten aus der Länge des Schattenwurfs ableiten. Wenn der Satellit zusätzlich die Erde so umkreist, dass er den Erdschatten nicht passiert, kann er ständig von Solarzellen mit Energie versorgt werden und benötigt keine Batterien.
- Wird genutzt für:
  - Erderkundungssatelliten wie Landsat, ERS usw.
  - Meteorologische Satelliten
  - Spionagesatelliten
  - Sonnenbeobachtungssatelliten wie ACRIMSat, TRACE

Medium Earth Orbit (MEO)


- Höhe: 1000-36000 km
- Besonderheiten: Bahnhöhe zwischen LEO und GEO
- Wird genutzt für:
  - Medium-Earth-Orbit-Satellit
  - Globale Kommunikationssatellitensysteme wie Globalstar
  - Navigationssatelliten wie GPS, Galileo oder Glonass

Geotransfer Orbit (GTO)

: siehe auch: GTO-Transferbahn
- Höhe: 200-800 km Perigäum, 36000 km Apogäum
- Besonderheiten: Übergangsorbit, um einen GEO zu erreichen (siehe auch Hohmann-Transfer). Das Perigäum wird in den meisten Fällen vom Satelliten selbst angehoben, indem im Apogäum ein Raketenmotor gezündet wird. Einige Raketen wie die russischen Proton und die amerikanischen Titan IIIC, Titan IV Centaur, Atlas V und Delta IV sind in der Lage, Satelliten direkt im geostationären Orbit auszusetzten.

Geostationärer Orbit (GEO bzw. GSO)

:siehe auch: Geosynchrone Umlaufbahn
- Höhe: 35786 km auf einer Kreisbahn über dem Äquator
- Besonderheiten: Ein Satellit im GEO umrundet die Erde genauso schnell wie diese sich dreht - befindet sich also bezüglich eines Punktes auf der Erdoberfläche immer an derselben Position.
- Wird genutzt für:
  - Geostationärer Satellit
  - Kommunikationssatelliten
  - Satelliten für TV-Übertragung wie Astra oder Eutelsat

Highly Elliptical Orbit (HEO)

Geostationäre Orbits sind für die Versorgung von Polargebieten ungeeignet, weil die Satelliten in Polargebieten nur eine geringe Elevation haben, ab dem 82. Breitengrad sogar ganz unter den Horizont rutschen. HEO-Orbits sind hier eine Alternative, auch wenn der Aufwand für das Senden (mindestens 2 Satelliten für 24-Stunden-Versorgung notwendig) und Empfangen (Antennennachführung notwendig) deutlich höher als bei GEO sind. Siehe auch: Highly-Elliptical-Orbit-Satellit

Überblick der Umlaufbahnen

Eigenschaften

Highly-Elliptical-Orbit-Satellit Da die Form eines Orbits weitgehend einer Ellipse entspricht, wird die Flugbahn eines Satelliten über die Lage dieser Ellipse bezüglich des Zentralkörpers beschrieben.

Position der Ellipse bezüglich des Zentralkörpers


- i Inklination (Bahnneigung)
- \Omega Länge des aufsteigenden Knotens
- \omega Winkelabstand des Perigäums

Position auf der Ellipse und Form


- \phi wahre Anomalie
- a Große Halbachse
- e Exzentrizität

Umlaufzeit

Die Umlaufzeit eines Orbits berechnet sich zu :U = \sqrt mit
- U die Umlaufzeit,
- a die Große Halbachse,
- M1 und M2 die Massen des Zentralkörpers und des Satelliten,
- G die Gravitationskonstante. Zu beachten ist, dass die Umlaufzeit unabhängig von der Exzentrizität und damit von der kleinen Halbachse der Bahn ist. Alle ellipsenförmigen Umlaufbahnen mit der gleichen großen Halbachse benötigen die gleiche Umlaufzeit.

Siehe auch


- Bahnbestimmung, Bahnneigung, Bahnebene
- Baryzentrum, Gravitationskonstante, Himmelsmechanik
- Bahnstörungen eines Satelliten, Entdeckung des Neptun
- Atommodell, Niels Bohr
- Astrojax

Weblinks


- [http://www.schulphysik.de/strutz/keplergl.pdf wahre/ exzentrische Anomalie in Keplerbahnen (pdf-Dokument)] Kategorie:Himmelsmechanik simple:Orbit th:วงโคจร

Orbit

Der Begriff Orbit bezeichnet:
- in der Raumfahrt die Umlaufbahn eines Objektes (z. B. eines Satelliten) um einen Himmelskörper, siehe Umlaufbahn.
- Daran angelehnt wird die Elektronenverteilung im Atom oder Molekül als Orbital bezeichnet.
- In der Mathematik ist der Orbit eines Elements x die Menge aller Punkte, in die x durch eine Gruppenaktion überführt werden kann.
- Allgemeiner auch die Bilder eines Punktes unter iterierten Abbildungen, beispielsweise im Kontext der Mandelbrotmenge.
- eine ehemalige schweizer Computermesse, heute unter dem Namen Orbit-iEX
- eine Kaugummimarke der Wrigley GmbH

Satellit (Raumfahrt)

Ein Satellit ist in der Raumfahrt ein künstlicher Flugkörper, der ein anderes Objekt, wie Planeten oder Monde, auf einer elliptischen oder kreisförmigen Umlaufbahn zur Erfüllung wissenschaftlicher, kommerzieller oder militärischer Zwecke umrundet.

Unterscheidung

Umlaufbahn

Nach Art der Umlaufbahn unterscheidet man bei Erdsatelliten zwischen
- Low-Earth-Orbit-Satelliten,
- Medium-Earth-Orbit-Satelliten,
- Highly-Elliptical-Orbit-Satelliten,
- geostationären Satelliten und
- sonnensynchronen Satelliten.

Aufgaben

Satelliten können unterschiedlichste Aufgaben wahrnehmen:
- Erdbeobachtungssatelliten können Bilder für unterschiedliche Zwecke liefern, so die Wetter- und Spionagesatelliten. Diese Bilder können mit verschiedenen Techniken erstellt werden, zum Beispiel von Röntgensatelliten.
- Nachrichtensatelliten erfüllen kommerzielle Aufgaben, während Amateurfunksatelliten privaten Zwecken dienen, siehe auch Satellitenkommunikation.
- Astrometriesatelliten beobachten das Weltall, hauptsächlich für wissenschaftliche Zwecke.
- Raumstationen können aufgrund ihrer orbitalen Laufbahn ebenfalls zu den Satelliten gezählt werden.

Betrieb


- Bahnbeschreibung
- Bahnänderungsmanöver
- Antriebssysteme
- Bahnstörungen eines Satelliten
- Bahnregelung
- Lageregelung
- Thermalkontrolle
- Funkdienst
- Energieversorgung.

Abgrenzung

Man bezeichnet Flugkörper nur dann als Satelliten, wenn sie die Erde im Weltraum umkreisen. Alle Flugkörper, die den Erdorbit mit Fluchtgeschwindigkeit verlassen, werden Raumsonden genannt, unabhängig davon, ob sie in den Orbit eines anderen Planeten eintreten oder nicht.

Beobachtung von der Erde

Zahlreiche größere Erdsatelliten können mit bloßem Auge als langsam über das nächtliche Himmelsgewölbe wandernde Lichtpunkte beobachtet werden. Mit speziellen Instrumenten ist es auch möglich, den Vorüberzug von Satelliten vor der Sonne zu beobachten. Manche Satelliten, wie die ISS, können eine scheinbare Helligkeit von −1m erreichen. Die Satelliten des Iridium-Systems erreichen unter bestimmten Umständen kurzzeitig eine scheinbare Helligkeit von bis zu −9m. Im Unterschied zu einem Flugzeug hat ein Satellit keine blinkenden, farbigen Lichter.

Beispiele

Einige künstliche Satelliten: :Sputnik – Telstar – Hubble-Weltraumteleskop – Landsat – Astra – Eutelsat – Intelsat (Early Bird) – Envisat – Astérix - TUBSAT - BIRD

Siehe auch


- Raumfahrt
- Liste der unbemannten Raumfahrtmissionen
- 100 Wörter des 20. Jahrhunderts
- Erdbeobachtungssatellit
- Erdsatellit
- Geostationärer Satellit
- Liste der Erdsatelliten nach Ländern geordnet
- Nachrichtensatellit
- Satellitenfernsehen
- Satellitennavigation

Weblinks


- [http://www.heavens-above.com/ Heavens Above:] Berechnung der Sichtbarkeit von Satelliten (englisch)
- [http://science.nasa.gov/Realtime/JTrack/3D/JTrack3D.html J-Track 3D:] Echtzeitdarstellung von Satellitenpositionen, Java ist erforderlich (englisch)
- [http://128.250.125.178/wwp.html Satellitenbilder der Erde,] Flash ist erforderlich (englisch)
- [http://www.mygeo.info/satellitenbilder1.html Satellitenbilder:] Kultur- und Naturlandschaften
- [http://www.erdsicht.de/ Thematische Sammlung von Satellitenbildern weltweit]
- [http://www.wissenschaft.de/wissen/news/249294.html Satelliten an der Leine:] Beitrag bei wissenschaft.de über die Idee, Satelliten mithilfe eines Seils in den Erdorbit zu bringen Kategorie:Künstlicher Satellit ja:人工衛星 ko:인공 위성

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

Ellipse

In der ebenen Geometrie versteht man unter einer Ellipse eine spezielle geschlossene Kurve von ovaler Form, die wie die Parabel und die Hyperbel zu den Kegelschnitten gehört.

Definitionen und Begriffe

Kegelschnitten

Ellipse als Punktmenge

Eine Ellipse ist definiert als die Menge aller Punkte P der Zeichenebene, für die die Summe der Abstände zu zwei gegebenen Punkten F_1 und F_2 gleich 2a ist (in nebenstehender Abbildung blau eingezeichnet). Die Punkte F_1 und F_2 heißen Brennpunkte. : E = \

Scheitel und Achsen

Die Punkte S_1 und S_2 mit größtem Abstand zum Mittelpunkt M heißen Hauptscheitel, ihre Verbindungslinie \overline heißt Hauptachse bestehend aus den zwei großen Halbachsen \overline und \overline. Analog dazu spricht man von den Nebenscheiteln S_3 und S_4, welche die Nebenachse bestehend aus den kleinen Halbachsen \overline und \overline definieren. Die Länge der kleinen Halbachsen wird mit b bezeichnet: : \left|\overline\right| = \left|\overline\right| = b Haupt- und Nebenachse sind zueinander orthogonal.

Exzentrizität

Der Abstand der Brennpunkte vom Mittelpunkt heißt lineare Exzentrizität und wird mit e bezeichnet. Die lineare Exzentrizität berechnet sich über das rechtwinklige Dreieck \triangle MF_1S_3 mit dem Satz des Pythagoras: : e = \sqrt. Neben der linearen Exzentrität e wird oft auch die dimensionslose numerische Exzentrizität \varepsilon \in [0,1), verwendet: :\varepsilon = \frac = \frac Ist \varepsilon gleich 0, so ist die Ellipse ein Kreis. Liegt sie nahe bei 1, so handelt es sich um eine langgestreckte, schmale Ellipse.

Spezielle Abstände

Die Definitionsgleichung zusammen mit Symmetrieüberlegungen ergeben, dass der Abstand der Nebenscheitel S_3 und S_4 von den Brennpunkten F_1 und F_2 gerade gleich der Größe a aus der Definition ist (in nebenstehender Abbildung grün eingezeichnet): : \left|F_1 S_3\right| = \left|F_2 S_3\right| = \left|F_1 S_4\right| = \left|F_2 S_4\right| = a Die großen Halbachsen \overline und \overline haben ebenfalls gerade die Länge a. Diese Beziehung ergibt sich aus der Anwendung der Definitionsgleichung auf einen Hauptscheitel: : \left|F_1 S_1\right| + \left|F_2 S_1\right| = 2a : \left|M S_1\right| - e + \left|F_2 S_1\right| = 2a : \left|M S_1\right| - e + e + \left|M S_1\right| = 2a : \left|M S_1\right| = a

Halbparameter

Die halbe Länge einer Ellipsensehne, die durch einen Brennpunkt geht und zur Hauptachse senkrecht verläuft, nennt man den Halbparameter (manchmal auch nur Parameter) p der Ellipse: :p = \frac Eine andere Definition der Ellipse benutzt eine spezielle geometrische Abbildung, nämlich die perspektive Affinität (vgl. dazu den Artikel Affinität (Mathematik)). Hier ist die Ellipse als perspektiv affines Bild eines Kreises definiert. Dabei wird jeder Kreisdurchmesser auf einen Ellipsendurchmesser abgebildet.

Hauptlage und analytische Definition

Eine Ellipse, deren Mittelpunkt im Ursprung des Koordinatensystems liegt und deren Hauptachse mit der x-Achse zusammenfällt, nennt man Ellipse in der 1. Hauptlage. Es gilt folgende Gleichung für die Koordinaten der Ellipsenpunkte einer solchen Ellipse: : \frac + \frac = 1

Eigenschaften

Brennpunkteigenschaft

x-Achse Die Verbindungslinie zwischen einem Brennpunkt und einem Punkt der Ellipse heißt Brennlinie oder Brennstrahl. Ihren Namen erhielten Brennpunkte und Brennstrahlen aufgrund der Eigenschaft, dass der Winkel zwischen den beiden Brennstrahlen in einem Punkt der Ellipse durch die Normale in diesem Punkt halbiert wird. Damit ist der Einfallswinkel, den der eine Brennstrahl mit der Tangente bildet gleich dem Ausfallswinkel der Tangente mit dem anderen Brennstrahl. Ein Lichtstrahl, der von einem Brennpunkt ausgeht, würde demnach an der Ellipsentangente so reflektiert, dass er den anderen Brennpunkt trifft. Bei einem ellipsenförmigen Spiegel treffen sich demnach alle von einem Brennpunkt ausgehenden Lichtstrahlen in dem anderen Brennpunkt. Zwei Ellipsen mit übereinstimmenden Brennpunkten nennt man konfokal.

Anekdote

Archimedes soll die Brennpunkteigenschaft von Ellipsen ausgenutzt haben, um eine Flotte römischer Kriegsschiffe in Brand zu setzen, die seine Heimatstadt Syrakus belagerten. Er ordnete viele Schilde zu einem großen Ellipsenbogen an und entzündete ein Feuer in einem Brennpunkt, so dass die Segel eines feindlichen Schiffes im anderen Brennpunkt in Flammen aufgingen.

Natürliches Vorkommen und Anwendung in der Technik

Die Decken mancher Höhlen ähneln einer Ellipsenhälfte. Befindet man sich in einem Brennpunkt dieser Ellipse, hört man jedes Geräusch, dessen Ursprung im zweiten Brennpunkt liegt, verstärkt („Flüstergewölbe“). Das gleiche Prinzip wird heute zur Zertrümmerung von Nierensteinen mit Stoßwellen verwendet.

Direktrix

Stoßwelle Eine Parallele zur Nebenachse im Abstand \frac bezeichnet man als Direktrix oder Leitlinie. Für einen beliebigen Punkt P der Ellipse ist das Verhältnis seines Abstands von einem Brennpunkt zu dem Abstand von der Direktrix d auf der entspechenden Seite der Nebenachse gleich der numerischen Exzentrität: :\mathrm Ein gegebener Brennpunkt F, eine Gerade d (die Direktrix) und eine Zahl 0 \le \varepsilon < 1 definieren umgekehrt eine Ellipse e als Menge aller Punkte P für die das Verhältnis ihres Abstabstandes \left|FP\right| vom Brennpunkt zum ihrem Abstand \left|Fd\right| von der Geraden d gleich \varepsilon ist.

Konjugierte Duchmesser

Stoßwelle Betrachtet man zu einem beliebigen Ellipsendurchmesser (einer Ellipsensehne durch den Ellipsenmittelpunkt) \overline alle parallelen Sehnen, so liegen deren Mittelpunkte ebenfalls auf einem Ellipsendurchmesser \overline. Man nennt \overline den zu \overline konjugierten Durchmesser. Bildet man zum konjugierten Durchmesser erneut den konjugierten Durchmesser, so erhält man wieder den ursprünglichen Ellipsendurchmesser. In der Zeichnung stimmt also der zu \overline konjugierte Durchmesser mit dem ursprünglichen Durchmesser \overline überein.

Konstruktion

Näherung über Krümmungskreise

Ellipsen lassen sich (mit Zirkel und Lineal) nur punktweise konstruieren, d.h. eine genaue Konstruktion wie zum Beispiel beim Kreis ist unmöglich. Mit Hilfe der Krümmungskreise an den Scheitelpunkten und eines Kurvenlineals lässt sich aber auch zeichnerisch ein relativ genaues Bild der Ellipse erstellen. Um aber zum Beispiel eine Gerade exakt mit einer Ellipse zu schneiden, braucht man besondere Konstruktionstechniken, welche die Eigenschaften der Ellipse ausnutzen.

Gärtnerkonstruktion

Eine einfache Möglichkeit, die Ellipse genau zu zeichnen, ist die sogenannte Gärtnerkonstruktion. Sie benutzt direkt die Ellipsendefinition: Um ein ellipsenförmiges Blumenbeet zu erstellen, schlägt man zwei Pflöcke in die Brennpunkte und befestigt daran die Enden einer Schnur mit der Länge 2a. Nun spannt man die Schnur und fährt mit einem Markierungsgerät an ihr entlang. Da diese Methode neben Zirkel und Lineal zusätzliche Hilfsmittel benötigt, handelt es sich nicht um eine Konstruktion der klassischen Geometrie.

Ellipsenzirkel

Gärtnerkonstruktion Ebenfalls können Ellipsen mit Frans van Schootens Ellipsenzirkel oder darauf beruhenden Nachbauten konstruiert werden. Der Gelenkmechanismus wurde von dem holländischen Mathematiker im 17. Jahrhundert erfunden. Wenn man am Stift in Punkt E zieht, zeichnet dieser eine Ellipse. Der Mechanismus ist an den Brennpunkten H und I auf der Zeichenunterlage befestigt.

Papierstreifenkonstruktion

Konstruktion nach de la Hire

Mittels der Ellipsenkonstruktion nach de la Hire (auch Konstruktion nach Proklus) können Ellipsenpunkte konstruiert werden, ohne dass die Brennpunkte bekannt sein müssen.

Rytzsche Achsenkonstruktion

Sind zwei konjugierte Durchmesser gegeben, können mit Hilfe der Rytzschen Achsenkonstruktion die Haupt- und Nebenscheitel (und die Achsen) bestimmt werden.

Die Ellipse als Kegelschnitt

Rytzschen Achsenkonstruktion Die Ellipse ist ein Kegelschnitt, der entsteht, wenn der Schnittwinkel zwischen Ebene und Kegelachse größer als der Öffnungswinkel des Doppelkegels ist. Der Kreis ist ein Sonderfall der Ellipse.

Beispiele


- Schaut man schräg auf einen Kreis (beispielsweise auf die Deckfläche eines Kreiszylinders), so erscheint dieser Kreis als Ellipse. Präziser: Eine Parallelprojektion bildet Kreise im Allgemeinen auf Ellipsen ab.
- In der Astronomie kommen Ellipsen häufig als Bahnen von Himmelskörpern vor. Nach dem ersten keplerschen Gesetz bewegt sich jeder Planet auf einer Ellipse um die Sonne, wobei diese in einem der beiden Brennpunkte steht. Entsprechendes gilt für die Bahnen von wiederkehrenden (periodischen) Kometen, Planetenmonden oder Doppelsternen. Allgemein ergeben sich bei jedem Zweikörperproblem der Gravitationskraft zueinander ähnliche Ellipsenbahnen, wenn die Energie nicht ausreicht, die Entfernung der beteiligten Himmelskörper unendlich groß werden zu lassen.
- Für jeden zwei- oder dreidimensionalen harmonischen Oszillator erfolgt die Bewegung auf einer Ellipsenbahn. So schwingt etwa der Pendelkörper eines Fadenpendels näherungsweise auf einer elliptischen Bahn, falls die Bewegung nicht auf eine Ebene beschränkt ist.
- Ellipsen werden oft in Grafiken verschiedenster Art verwendet. Österreichern sind sie zum Beispiel im (alten?) ORF-Logo bekannt.

Formelsammlung

Ellipsengleichung (kartesische Koordinaten)

Mittelpunkt (0|0), Hauptachse als x-Achse: :\frac + \frac = 1 Mittelpunkt (x_0|y_0), Hauptachse parallel zur x-Achse: :\frac + \frac = 1

Ellipsengleichung (Parameterform)

Mittelpunkt (0|0), Hauptachse als x-Achse: :\left\

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 zu 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

Erde

Die Erde (von indogermanisch er[t]) ist der dritte Planet des Sonnensystems. Sie ist ca. 4,55 Milliarden Jahre alt und ist der einzige bekannte belebte Ort. Das Planetenzeichen ist 18px oder 14px. Der lateinische Name ist Terra. Die Erde zählt zu der Gruppe der erdähnlichen (terrestrischen) Planeten.

Entstehung und Aufbau der Erde

Hauptartikel: Entstehung der Erde, Innerer Aufbau der Erde, Erdfigur und Plattentektonik Plattentektonik Die Erde ist der größte Gesteinsplanet im uns bekannten Sonnensystem. Alle anderen Planeten sind kleiner oder bestehen wie Jupiter hauptsächlich aus Gas in stark komprimierten Zuständen. Die Erde entstand vor etwa 4,6 Milliarden Jahren. Man geht heute allgemein davon aus, dass sie während der ersten 100 Millionen Jahre einem intensiven Bombardement von Meteoriten ausgesetzt war. Heute ist nur noch ein geringer Beschuss zu verzeichnen. Die meisten der Meteore werden von Objekten kleiner als 1 cm hervorgerufen. Im Gegensatz zum Mond sind auf der Erde die meisten Einschlagkrater durch geologische Prozesse wieder ausgelöscht worden. Durch die kinetische Energie der Impakte während des schweren Bombardements und durch die Wärmeproduktion des radioaktiven Zerfalls erhitzte sich die junge Erde, bis sie größtenteils aufgeschmolzen war. In der Folge kam es zu einer gravitativen Differenzierung des Erdkörpers in einen Erdkern und einen Erdmantel. Die schwersten Elemente, vor allem Eisen, sanken in die Richtung des Schwerpunkts des Planeten, während leichte Elemente, vor allem Sauerstoff, Silizium und Aluminium nach oben stiegen. Aus diesen Elementen bildeten sich hauptsächlich silikatische Minerale, aus denen auch die Gesteine der Erdkruste bestehen. Aufgrund ihres vorwiegenden Aufbaus aus Eisen und Silikaten hat die Erde wie alle terrestrischen Planeten eine recht hohe mittlere Dichte von 5,515 g/cm3. Die Erde hat, wie alle Planeten, durch die Eigengravitation ihrer großen Masse annähernd die Form einer Kugel. Durch die Fliehkräfte ihrer ziemlich schnellen Rotation ist sie an den Polen geringfügig abgeplattet. Der Äquatorumfang ist dadurch mit 40.075,004 km um 67,183 km bzw. um 0,17 % größer als der Polumfang mit 39.940,638 km. Der Poldurchmesser ist mit 12.713,500 km dementsprechend um 42,77 km bzw. um 0,34 % kleiner als der Äquatordurchmesser mit 12.756,270 km. Solch ein geometrisches Verhältnis ist das eines Ellipsoids. Der Meeresspiegel (das Geoid) weicht davon nochmals um ± 100 Meter ab. Die Unterschiede im Umfang tragen mit dazu bei, dass es keinen eindeutig höchsten Berg auf der Erde gibt. Nach der Höhe über dem Meeresspiegel ist es der Mt. Everest im Himalaya und nach dem Abstand des Gipfels vom Erdmittelpunkt der auf dem Äquatorwulst stehende Vulkanberg Chimborazo in den Anden. Von der jeweils eigenen Basis an gemessen ist der Mauna Kea auf der vom pazifischen Meeresboden aufragenden großen vulkanischen Hawaii-Insel am höchsten. Wie die meisten festen Planeten und fast alle größeren Monde, z. B. der Erdmond, weist auch die Erde eine deutliche Dichotomie ihrer Oberfläche auf, d. h. eine Zweiteilung in unterschiedlich ausgeprägte Halbkugeln. Die Oberfläche der Erde unterteilt sich in eine Landhemisphäre und eine Wasserhemisphäre. Die Wasserfläche hat in der gegenwärtigen geologischen Epoche einen Gesamtanteil von 70,7 %. Die von der Landfläche umfassten 29,3 % entfallen hauptsächlich auf sieben Kontinente; der Größe nach: Asien, Afrika, Nordamerika, Südamerika, Antarktika, Europa und Australien. Wobei Europa als große westliche Halbinsel Asiens im Rahmen der Plattentektonik wahrscheinlich nie eine selbstständige Einheit gewesen ist. Die kategorische Grenzziehung zwischen Australien als kleinstem Erdteil und Grönland als größter Insel wurde nur rein konventionell festgelegt. Die Fläche des Weltmeeres wird im Allgemeinen in drei Ozeane einschließlich der Nebenmeere unterteilt: In den Pazifik, den Atlantik und den Indik. Die tiefste Stelle, das Witjastief 1 im Marianengraben, liegt 11.034 m unter dem Meeresspiegel. Nach seismischen Messungen ist die Erde hauptsächlich aus drei Schalen aufgebaut: Aus dem Erdkern, dem Erdmantel und der Erdkruste. Diese Schalen sind durch seismische Diskontinuitätsflächen (Unstetigkeitsflächen) voneinander abgegrenzt. Die Erdkruste und der oberste Teil des oberen Mantels bilden zusammen die so genannte Lithosphäre. Sie ist zwischen 50 und 100 km dick und zergliedert sich in große und kleinere tektonische Einheiten, die Platten. Die größten Platten entsprechen in ihrer Anzahl und Ordnung in etwa jener der von ihnen getragenen Kontinente, mit Ausnahme der pazifischen Platte. All diese Schollen bewegen sich gemäß der Plattentektonik relativ zueinander auf den teils aufgeschmolzenen, zähflüssigen Gesteinen des oberen Mantels, der 100 bis 150 km mächtigen Asthenosphäre. Der innere Erdkern ist fest, der äußere geschmolzen und gut 4.000 °C heiß. Ein dreidimensionales Modell der Erde wird, wie alle verkleinerten Nachbildungen von Weltkörpern, Globus genannt.

Atmosphäre

Hauptartikel: Erdatmosphäre Die Erde besitzt eine etwa 640 km hohe Atmosphäre. Deren Masse beträgt 5,13 x 1018 kg und macht somit knapp ein Millionstel der Erdmasse aus. Der mittlere Luftdruck auf dem Niveau des Meeresspiegels ist 1.013 hPa groß; bei einer mittleren Luftdichte von 1,293 kg/m3. In den bodennahen Schichten besteht die Lufthülle im Wesentlichen aus 78 % Stickstoff, 21 % Sauerstoff und 1 % Edelgasen. Dazu kommt ein wechselnder Anteil an Wasserdampf (0 – 5 %), der das Wettergeschehen bestimmt. Die auf der Erde gemessenen Temperaturextreme betragen –89,6 °C (gemessen am 21. Juli 1983 in der Wostok-Station in der Antarktis auf 3.420 Metern Höhe, was einer Temperatur von –60 °C auf Meereshöhe entspräche) und +58 °C (gemessen am 13. September 1922 in Al 'Aziziyah in Libyen auf 111 Metern Höhe). Die mittlere Temperatur in Bodennähe beträgt 15 °C; die Schallgeschwindigkeit bei dieser Temperatur beträgt in der Luft am Meeresniveau etwa 340 m/s. Die Erdatmosphäre streut den kurzwelligen, blauen Spektralanteil des Sonnenlichts etwa fünfmal stärker als den langwelligen, roten und bedingt dadurch bei hohem Sonnenstand die Blaufärbung des Himmels. Dass die Oberfläche der Meere und Ozeane vom Weltall aus gesehen blau erscheinen, weswegen die Erde seit dem Beginn der Raumfahrt auch der Blaue Planet genannt wird, ist jedoch auf die stärkere Absorption roten Lichtes im Wasser selbst zurückzuführen. Die Spiegelung des blauen Himmels an der Wasseroberfläche ist dabei nur von nebensächlicher Bedeutung.

Globaler Energiehaushalt

Der Energiehaushalt der Erde wird im Wesentlichen durch die Einstrahlung der Sonne und die Ausstrahlung der Erdoberfläche bzw. Atmosphäre bestimmt, also durch den Strahlungshaushalt der Erde. Der sonstige vorwiegend durch radioaktive Zerfälle erzeugte Energiebeitrag beträgt nur etwa 0,1 %. Die Albedo der Erde beträgt im Mittel 0,367, wobei ein wesentlicher Anteil auf die Wolken der Erdatmosphäre zurückzuführen ist. Dies führt zu einer globalen effektiven Temperatur von 246 K (-27 °C). Die Durchschnittstemperatur am Boden liegt jedoch durch einen starken atmosphärischen Treibhauseffekt bzw. Gegenstrahlung bei etwa 288 K (15 °C), wobei die Treibhausgase Wasser und Kohlendioxid den Hauptbeitrag liefern.

Herkunft des irdischen Wassers

Hauptartikel: Herkunft des irdischen Wassers Die Herkunft des Wassers auf der Erde, insbesondere die Frage, warum auf der Erde deutlich mehr Wasser vorkommt als auf den anderen erdähnlichen Planeten, ist bis heute nicht befriedigend geklärt. Ein Teil des Wassers dürfte durch das Ausgasen der Magma entstanden sein, also letztlich aus dem Erdinneren stammen. Ob dadurch aber die Menge an Wasser erklärt werden kann, ist fragwürdig. Weitere große Anteile könnten aber auch durch Einschläge von Kometen, transneptunischen Objekten oder wasserreichen Asteroiden (Protoplaneten) aus den äußeren Bereichen des Asteroidengürtels auf die Erde gekommen sein. Messungen des Isotopenverhältnisses von Deuterium zu Protium (D/H-Verhältnis) deuten dabei eher auf Asteroiden hin, da in Wassereinschlüssen in kohligen Chondriten ähnliche Verhältnisse gefunden wurden wie in ozeanischem Wasser, wohingegen bisherige Messungen dieses Isotopen-Verhältnisses an Kometen und transneptunischen Objekten nur schlecht mit irdischem